Астрофизика, кванты и теория относительности - Каррелли А.
Скачать (прямая ссылка):
Ответ на вопрос, какой из этих двух экстремальных случаев дает лучшее приближение к процессам, происходящим при гравитационном коллапсе, имеющем место в природе, очень сильно зависит от значения центральной плотности ръ в точке отскока. Значение рь до недавнего времени было известно с большой неопределенностью в основном вследствие неопределенности в уравнении состояния вещества и в меньшей степени вследствие неточного знания сечения захвата ег тяжелыми ядрами.
Если рь близка к IO12 г/см3, то большая часть энергии, выделяющейся при коллапсе, должна уноситься нейтрино, тогда как для рь ~ IO15 г/см3 они должны вновь полностью поглощаться, и оценки интенсивности гравитационных волн, данные в предыдущих разделах, будут верны.
Решение вопроса может быть получено только с помощью новых вычислений, основанных на лучшем знании уравнения состояния и сечения захвата электронов. Интенсивные расчеты
7. Поиск гравитационных волн
265
такого типа ведутся Вильсоном [172] в Ливерморской лаборатории Лоуренса 1J.
Согласно некоторым предварительным результатам, первый отскок имеет место при центральной плотности 2-Ю13 г/см3 и температуре 3 МэВ. За время между первым и вторым отскоками испускается большое число нейтрино, что позволяет осуществиться второму отскоку при плотности 3-Ю14 г/см3 и температуре 7 МэВ.
Эти значения показывают, что по крайней мере при втором отскоке излучение гравитационных волн не должно быть значительно заторможено испусканием нейтрино.
Более того, испускание нейтрино может значительно тормозить радиальные колебания коллапсирующего ядра при первом отскоке, но не может тормозить нерадиальные колебания, ответ-* ственные за излучение гравитационных волн. Это обстоятельство, еще недостаточно исследованное, по-видимому, имеет большое значение согласно рассмотрению, проведенному Рисом и др. [140], которые показали, что во время коллапса любое отклонение от сферической симметрии значительно увеличивается.
Если детальные расчеты этих различных эффектов покажут, что большая часть образовавшихся нейтрино может уйти без слишком большого уменьшения энергии, уносимой гравитационными волнами, мы можем ожидать в будущем наблюдения совпадений (с малой задержкой) между нейтринными детекторами и гравитационно-волновыми антеннами, которые должны дать очень важную информацию о точках отскока коллапсирую-щих звезд.
Здесь уместно сделать несколько дополнительных замечаний об источниках гравитационных волн2).
Первое относится к взрывам сверхновых, наблюдавшимся до сих пор. Поскольку все они были обнаружены в пределах спирального рукава нашей Галактики, мы склонны приписать этот результат оптическому покрытию и соответственно считать полное число взрывов сверхновых, действительно имевших место в Галактике, приблизительно в десять раз большим, чем число наблюдавшихся взрывов. Для гравитационных волн покрытие невозможно.
Второе замечание касается двойных звезд, испускающих рентгеновские лучи. Двойные образуются обычной звездой и сколлапсировавшим объектом, обычно нейтронной звездой, который испускает рентгеновские лучи в процессе аккреции, в
1J Мы выражаем нашу горячую благодарность проф. Дж. Р. Вильсону, который предоставил нам некоторую информацию о его еще не завершенной работе. (Cm. также недавние работы [183, 184]. — Прим. перев.)
2) В этом вопросе нам многое прояснили беседы с Р. Руффини.
266
Э. Лмальди, Г. Пиццелла
котором гравитационная потенциальная энергия вещества, падающего на сколлапсировавшую звезду, превращается в тепло при температурах много миллионов градусов и излучается в виде рентгеновских лучей.
В этой картине масса нейтронной звезды возрастает вследствие аналогичного процесса, и когда ее величина становится достаточно большой (M ~ МКр < 3,2М0), она должна сколлал-сировать, становясь источником гравитационных волн, не рассмотренным в предыдущих разделах.
Наконец, данные о существовании интенсивных источников рентгеновских лучей в центральных ядрах шаровых скоплений (например, NGC 6624), явно указывающие на присутствие скол-лапсировавших объектов [72], и недавнее обнаружение таких высоких плотностей расположения звезд, что их полная масса в кубе со стороной в один световой год равна примерно 3000 солнечных масс, позволяют предположить существование других источников гравитационных волн, также еще не рассматривавшихся.
3.6. Интегральная интенсивность и спектральная плотность энергии
Как будет показано в разд. 8, чувствительность детектора гравитационных волн может быть выражена через так называемую интегральную интенсивность, которая в случае стандартного импульса гравитационной волны (рис. 3.1) сводится к
Igrg9 (3.13)
где Ig- плотность энергии, т. е. энергия, приходящая к детектору, на единицу площади, a xg— длительность стандартного импульса. Произведение IgXgi однако, может быть представлено в другом виде, более созвучном практике передачи сигналов. Поскольку
Av = I/х8
представляет собой ширину полосы, которой принадлежат частоты фурье-компонент стандартного импульса, изображенного на рис. 3.1, или вообще любого импульса длительности Tgl то уравнение (3.13) можно интерпретировать как спектральную плотность энергии, т. е. плотность гравитационной энергии волны на единицу ширины полосы:
