Все формулы мира. Как математика объясняет законы природы

Но есть и проблемы. Необходимо предложить механизм излучения, в котором радиовсплески будут очень мощными (на многие порядки мощнее всего, что наблюдалось от нейтронных звезд), нужно придумать, как при этом избежать яркой вспышки в других диапазонах, ну и надо оставить объект целым. Последнее сразу отбрасывает слияния нейтронных звезд и их коллапс в черную дыру. Также отпадает и превращение нейтронной звезды в кварковую, если мы хотим объяснить в рамках единой модели и обычные, и повторные источники (которых сейчас известно уже несколько штук).

Что же остается? Выживают два основных класса моделей: пульсарные и магнитарные. В первом случае излучается энергия вращения нейтронной звезды. Известно, что пульсар в Крабовидной туманности иногда испускает так называемые гигантские импульсы. Это очень короткие радиовсплески очень высокой интенсивности. Сами по себе они не могут объяснить быстрые радиовсплески – светимости не хватит. Но можно проделать такую экстраполяцию: если предположить, что энергия гигантских импульсов тем больше, чем больше полные потери энергии вращения пульсаром, можно добраться до необходимых величин при условии, что мы имеем дело с очень быстро вращающейся звездой.

Выше мы показали, что темп потери вращательной энергии пропорционален квадрату магнитного поля пульсара и четвертой степени частоты его вращения. Период вращения пульсара в Крабе – 33 мс. Предельный период – порядка 1 мс. Значит, нетрудно представить себе пульсар с потерями энергии вращения в миллион раз больше. Если такие объекты давали бы гигантские импульсы в миллион раз мощнее, то это сразу объясняло бы быстрые радиовсплески.

В магнитарных моделях источником энергии является магнитное поле. В нашей Галактике наблюдалось несколько мощных вспышек магнитаров: в 1979, 1998 и 2004 гг. Последнее событие – часто его выделяют и называют гипервспышкой – имело пиковую светимость в рентгеновском и гамма-диапазоне под 10⁴⁷ эрг/с. Однако важно, что с расстояний в сотни миллионов световых лет такое современными приборами не увидеть. А вот если всего лишь одну миллионную от этой энергии излучить в радиодиапазоне, то опять-таки удастся объяснить быстрые радиовсплески.

Можно объединить эти две модели и говорить о молодых магнитарах, у которых одновременно и период вращения маленький, и магнитное поле очень сильное. Это позволяет не только получить значительное выделение энергии в очень коротком импульсе, но и обеспечить их многократность, что важно для объяснения источников повторяющихся всплесков. К тому же молодая нейтронная звезда в норме окружена плотной оболочкой, сформировавшейся после вспышки сверхновой из сброшенного вещества звезды (а также того, что оболочка успела нагрести во внешней среде), а это помогает объяснить значительное расплывание радиосигнала (те самые задержки всплеска на низких частотах).

Конечно, последнее слово остается за наблюдателями. Загадка космических гамма-всплесков мучила астрофизиков почти 30 лет. Также высказывалось множество разнообразный идей, строились модели… И это продолжалось до тех пор, пока не удалось одновременно зарегистрировать события в гамма-диапазоне (где было невозможно определить координаты вспышки с высокой точностью) и в рентгеновском диапазоне. В результате было не только доказано, что гамма-всплески происходят в далеких-далеких галактиках, но и появилась окончательная ясность в интерпретации: короткие гамма-всплески связаны со слияниями нейтронных звезд, а длинные – с особым типом сверхновых. Наверное, что-то подобное должно произойти и с очередной загадкой. Так что мы продолжаем ждать или регистрации источников быстрых радиовсплесков в других диапазонах, или настолько детальных и точных радиоданных, что полная идентификация станет возможной уже благодаря им.

Приложение 7 Популяционный синтез экзопланет

Говоря о непостижимой эффективности математики, мы неоднократно упоминали о поразительной способности математических методов описывать реальный мир. Численное моделирование позволяет не просто воспроизводить в компьютере отдельные экземпляры или ситуации, но и создавать искусственные галактики и вселенные, конечно во многом упрощенные и идеализированные. Однако даже такое моделирование позволяет эффективно использовать математические методы для детального сопоставления предсказаний и данных наблюдений. В астрофизике одним из успешных и общеизвестных методов подобных исследований является популяционный синтез[128].