Со временем создается все более полное ощущение, что основатель эксперимента OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) мудрый Богдан Пачиньский, предвидел, что прямые результаты всех этих экспериментов будут достаточно ординарными, а побочные (добиться прямого финансирования которых было практически невозможно) - чрезвычайно интересными. Эксперимент OGLE - самый удачный из всех проводившихся экспериментов по поиску гравитационного микролинзирования - регистрирует в направлении на БМО примерно по 10 подобных событий в год. Зато за десять лет проведения этого эксперимента обнаружены и исследованы несколько десятков тысяч(!) переменных звезд. Эти измерения выполнены с высокой точностью (сейчас наблюдения ведутся на более крупном телескопе, чем в начале) и однородностью (все звезды находятся почти на одном и том же расстоянии от нас - около 55 кпк, поглощение света также одинаково). Данная статья посвящена затменным двойным - звездам, которые при движении по орбите периодически закрывают друг друга. Таких звезд на 4.6 квадратных градусах неба, исследовавшихся в 1996-2000 гг. 2580. Для их обнаружения и классификации пришлось использовать автоматическую систему обработки.

Кривые блеска некоторых открытых звезд

Просматриваемая область неба

Более подробную информацию об эксперименте вы можете найти в архиве эксперимента OGLE http://www.astrouw.edu.pl/~ogle или на его зеркале http://bulge.princeton.edu/~ogle.

Подробное описание проекта MACHO и основных результатов, полученных в его рамках (напомним, что наблюдениям микролинзирования уже 10 лет! - см. astro-ph/0304252).

Сам проект MACHO собирал данные с 1992 по 1999 гг. Было получено около 100000 изображений. Поэтому обработка всего этого массива занимает очень много времени. Так что вполне уместно говорить о новых результатах, хотя наблюдения уже не ведутся. Подробно описывается "кухня" обработки данных. Обсуждаются различные неопределенности. Интересно описание поисков самих линз - т.е. тел, отклоняющих свет. Ведь на самом деле мы не очень хорошо знаем, что за объекты выступают в роли линз. Отдельно рассматриваются линзы-кандидаты в черные дыры. Сейчас есть два события, оценки массы линз которых дают нижний предел порядка 2 масс Солнца. Если бы это были обычные звезды, то мы бы видели их. Из темных объектов черные дыры наиболее подходят на роль линз в этих двух случаях. Однако, если это и правда черные дыры, то возникает другая проблема - тогда черных дыр в Галактике удивительно много. Так что, как обычно, "многое сделано, но многое еще предстоит".

Сначала несколько слов об астрономической терминологии. Первыми, из космологического вещества, состоящего только из водорода и гелия с незначительной примесью лития, родились так называемые звезды популяции III. Эти звезды были очень массивными, жили коротко, они дали первые элементы тяжелее Li, и они же испустили "первый свет" во Вселенной. Из вещества химически обогащенного взрывами первых сверхновых рождались звезды популяции II, которые сегодня наблюдаются, например, в шаровых скоплениях. И, наконец, наше Солнце и другие молодые богатые металлами звезды относятся к популяции I. ("Металлами" астрономы называют все химические элементы тяжелее гелия.)

HE 0107-5240 - "самая чистая" из известных сегодня звезд. Железа в ней в 200000 раз меньше, чем в Солнце. Возможно это одна из первых звезд, образовавшихся во Вселенной. Подробнее о ней вы можете прочесть здесь.

Однако с этой звездой не все так просто. В спектре этой звезды отождествлены линии 9 химических элементов: H, C, N, Na, Mg, Ca, Ti, Fe и Ni. Некоторых из этих элементов (например, углерода и азота) в ней не столь мало, как железа. (Заметим, что в экс-чемпионах по химической чистоте, звездах CS 22892-052 и CS 31082-001, в которых атомов железа было в 1000 раз меньше, чем на Солнце, отождествлены линии 40-60 различных элементов.) Другая проблема - малая масса звезды. Другой она быть не могла, иначе бы эта звезда не дожила до сегодняшнего дня, но по сегодняшним представлениям первые звезды должны были рождаться в основном с массами в несколько сот солнечных.

Можно ли как-нибудь объяснить эти странности? Уже предложены три различных объяснения.

1. Звезда HE 0107-5240 принадлежит к популяции III, т.е. сформировалась из газа с нулевой металличностью, а изменения поверхностного химического состава вызваны диффузией продуктов ядерного горения из ядра и/или аккрецией химически обогащенного вещества из окружающей среды.
2. Это звезда популяции II и мы видим химический состав примерно соответствующий тому веществу, из которого эта звезда образовалась.
3. Это маломассивная звезда популяции III, а ее химический состав объясняется загрязнением, вызванным близким от нее взрывом сверхновых популяции III вскоре после ее рождения (с нормальными массами в 20-25M_o).

Собственно сама статья посвящена выбору между этими тремя вариантами, который предлагается делать по линии кислорода (O), по отношению количества атомов (C, N и О) или по линиям цинка Zn (которые еще не обнаружены, но на интенсивность которых можно получить верхние пределы).

Существенная доля небарионной или барионной темной материи галактических гало может быть заключена в Массивных Комактных Объектах (MASCOs - MASsive Compact Objects). Их основное отличие от MACHO (MAssive Compact Halo Objects), которые уже 10 лет изучают в экспериментах по гравитационному оптическому микролинзированию звезд, в массах, типичная масса MACHO примерно 0.5M_o (хотя известны и несколько событий с массами в несколько солнечных), а у MASCO - от 10 до 10000M_o. В этом случае, особенно если массы таких объектов лежат ближе к верхней границе интервала, надо совсем немного тел, чтобы в них содержалась вся масса невидимого гало. Причем обнаружить такие немногочисленные объекты будет очень трудно, несмотря на их высокую массу, но единственным способом это сделать будет все равно гравитационное микролинзирование. Авторы предлагают искать MASCOs так: при радионаблюдении линзированного далекого квазара с несколькими MASCO в гало линзирующей галактики будут вызывать микролинзирование в макролинзовых изображениях. Современная техника VLBI наблюдений со сверхвысоким угловым разрешением (VLBI - это межконтинентальная радиоинтерферометрия), позволяет из обнаруживать. Первым кандидатом на такое обследования является линзированный квазар с 4 изображениями B1422+231. Сам квазар имеет красное смещение z=3.62, а линзирующая его эллиптическая галактика - z=0.34. Авторы показывают (с помощью компьютерной модели), что при угловом разрешении 0.01 mas (mas = милли арк секунда = 10^-6 угловой секунды) можно будет обнаружить MASCO с массой выше 100M_o.

Микролинзовые явления на фоне изображений квазара

Многие дипломы (особенно на Западе) имеют отличную обзорную часть. Т.е. может само оригинальное исследование студента не всегда заслуживает очень внимательного прочтения, но Введение (которое может занимать бОльшую часть работы) - вполне заслуживает. Не беремся судить о научной значимости данной публикации, однако, рекомендуем вводные части как относительно популярное введение в физику и астрофизику первичных черных дыр.

Магнитная гидростатика - непривычное сочетание слов (по сравнению, конечно, с МГД - магнитной гидродинамикой), а наверное зря. Ведь ситуации, когда роль магнитных полей велика, а скорости движения низки, находятся буквально у нас перед глазами. Можно сразу выделить два предельных случая (что автор и делает): в области, где доминирует давление газа (например, в звездной фотосфере), трубки магнитного поля должны быстро расширяться с высотой, чтобы соблюдалось равновесие по давлению. В противоположном случае, который имеет место в коронах звезд, давление газа не играет роли и крупномасштабное поле целиком определяется законом расширения магнитных трубок. Эти две области достаточно гладко стыкуются между собой. В приближении статического бессилового магнитного поля при заданном изменении температуры с высотой всегда удается построить стационарную магнитогидростатическую атмосферу звезды (но не обязательно устойчивую). Истечение вещества в такой атмосфере (звездный ветер) возникает из-за возмущения равновесного состояния внешними факторами.

Модельная картина магнитогидростатической атмосферы звезды

Хотя сейчас основной гипотезой, объясняющей свойства аномальных рентгеновских пульсаров (АРП) и источников повторяющихся гамма-всплесков (МПГ), является сверхзамагниченная нейтронная звезда - магнитар, тем не менее аккреционная гипотеза не закрыта окончательно. Т.е. можно пытаться интерпретировать свойства этих крайне интересных объектов, используя аккрецию вещества на нейтронные звезды.

В данной работе авторы обсуждают корреляцию между темпом замедления АРП и их спектральными свойствами. Полученные результаты позволяют описать эту зависимость и для АРП, и для МПГ в рамках аккреционной модели. Отметим, однако, что все-таки аккреционная гипотеза встречает ряд трудностей, и наверное корреляцию замедление-спектр удастся описать и в рамках сценария со сверхзамагниченными нейтронными звездами.

Сразу два больших обзора по свойствам межзвездной пыли. Оба они появятся в очень престижных изданиях. Первый обзор составили 9 лекций, прочитанных в рамках популярных школ SAAS-Fee. Второй - появится в Annual Reviews.

Конечно, обзоры во многом перекликаются. Однако, они во многом и различны. В первом много места уделено собственно холодным облакам, второй - более сконцентрирован именно на поведение пыли в межзвездной среде.

Нет никаких сомнений, что в течение нескольких лет эти статьи будут наиболее стандартными обзорными ссылками по теме.

Это статья в Science: а потому статья достаточно популярная. Посвящена она очень популярной (каламбур) теме - звездообразованию в ранней Вселенной. Здесь под "ранней" подразумевается красное смещение порядка 10. "Древней записью" является космическое фоновое инфракрасное излучение. С помощью ISO - Infrared Space Observatory - удалось показать, что основную часть фона можно объяснить вкладом далеких галактик с бурным звездообразованием. Это происходило в эпоху интерсивного взаимодействия галактик, так что и в самом деле, изучая ИК-фон, мы как бы читаем древние записи о столкновениях галактик.

Зачем нужны линзированные квазары? Ответ на этот вопрос был получен почти сразу после их открытия. Они нужны для измерения постоянной Хаббла.

Метод ее измерения не изменился за много лет: квазары - переменные объекты, их изображения, возникающие в результате гравитационного линзирования будут изменять свой блеск также как сам квазар, но с некоторой задержкой по времени. Эта задержка будет различной у разных изображений, так как лучи света проходят пути разной длины и, что важнее, движутся в различающихся по силе областях гравитационного поля линзы. Если эта задержка будет измерена, то она, совместно с информацией о расположении изображений на небе, их относительной яркости, красных смещениях и информацией о линзе (если она видна), позволит определить постоянную Хаббла даже по одному квазару! На самом деле, конечно, все оказывается сложнее. В некоторых удачных случаях решение оказывается одно, в других - несколько. В статье приведено 11 линзированных квазаров у которых эти измерения проведены. Во всех случаях одно из решений согласуется со значением постоянной Хаббла полученным другими методами.

Изображения двух линзированных квазаров

Оценки постоянной Хаббла по различным квазарам

Небольшой обзор по теории струн, написанный одним из ее создателей. Начинается статья с исторического введения. Затем автор описывает современное состояние дел, и завершает изложение двумя списками нерешенных проблем. Первый - "как бы его написал физик-теоретик, занимающийся частицами", второй - "как бы его написал космолог".

Формул в обзоре практически нет, зато есть много специфической терминологии. Статью можно порекомендовать всем, кто кое-что знает о теории струн, но хотел бы узнать чуть больше (особенно в историческом аспекте и о проблематике этих исследований).

Для очень многих радиогалактик ранних типов (Е и S0) имеются указания на наличие в их центрах сверхмассивных черных дыр. Если верна гипотеза о том, что массы таких черных дыр коррелируют с радиосветимостями галактик, то представляется прекрасная возможность воспользоваться большой выборкой таких галактик из радиообзора красных смещений (2dF Galaxy Redshift Survey = 2dFGRS), чтобы оценить массы близких (до z<0.1) черных дыр. Такая работа была проведена, практически ради одного числа, средней плотности черных дыр в наших окрестностях. Итак: вблизи нас средняя плотность сверхмассивных черных дыр составляет (при значении постоянной Хаббла H₀=50 км/с/Мпк)

Это значение хорошо согласуется с другими оценками и подтверждает предположение, что близкие радиогалактики являются прямыми потомками большинства или всех квазаров.

Гамма-всплеск 980425 вспыхнул 25 апреля 1998 года, что ясно из его обозначения. А через несколько дней рядом с ним (самое большее в нескольких угловых минутах) была обнаружена сверхновая 1998bw. Гипотеза о том, что гамма всплески могут быть связаны со вспышками сверхновых высказывалась очень давно (впрочем в качестве причин гамма-всплесков за 30 лет их изучения было предложено все что только возможно - от комет, вспышек на обычных и нейтронных звездах до взрывов гиперновых и слияния двойных компактных звезд), но это было первое экспериментальное обнаружение такой связи. До сих пор так и не установлено были ли эти события двумя проявлениями одной причины или же это случайное совпадение (хотя и очень маловероятное - несколько угловых минут по углу и менее одного дня по времени).

рентгеновская обсерватория XMM-Ньютон отнаблюдала область вокруг GRB980425/SN1998bw в марте 2002 года. Вот ее изображение.

Наблюдения с борта XMM подтверждают совпадение гамма-всплеска со сверхновой. Кроме того поток от SN 1998bw оказался ниже, чем ожидалось, т.е. ее блеск начал спадать быстрее.

Проверять многие теории в лабораториях очень трудно. Поэтому стремятся найти "естественные" (природные) лаборатории. Как правило здесь на помощь приходит астрономия.

Построение теории квантовой гравитации - одна из основных целей современной фундаментальной физики. Все более-менее разумные попытки сделать это включают дополнительные измерения. Иногда эти дополнительные измерения имеют малый размер, иногда - большой.

Достаточно давно обсуждается возможность проверки теорий квантовой гравитации по наблюдениям космических лучей (подразумеваем здесь под этим протоны и ядра) и гамма-квантов высоких энергий. Оба этих направления сейчас активно развиваются, и мы не раз об этом писали (см. архивы). В данном обзоре речь идет о наблюдениях гамма-квантов на наземных установках (о различных экспериментах см. список). Основной метод заключается и поиске нарушения Лоренц-инвариантности. При этом скорость распространений фотонов разной энергии будет различной. Соответственно, если был узкий (по времени) всплеск, содержащий фотоны разных частот, то по мере распространения импульс будет уширяться (можно сказать "за счет взаимодействия с вакуумом"). Современные данные позволяют поставить достаточно жесткие пределы на такое уширение, чтобы это было интересно с точки зрения проверки предсказания теорий. Разумеется, новые эксперименты дают более жесткие пределы (связано это в первую очередь с увеличением размера зеркала, что позволяет набирать более хорошую статистику).

Можно также порекомендовать статью Бланк и др., где достаточно подробно разобрано, как наблюдения на наземных гамма-телескопах могут давать ограничения на параметры новых теорий. Кроме того, см. совсем свежую работу New constraints on space-time Planck scale fluctuations from established high energy astronomy observations.

Как известно, в астрономии рассматривают четыре основных типа черных дыр: звездные, свехмассивные, промежуточных масс (недавно обнаружены серьезные указания на их существование) и первичные. Зарегистрировать последние трудно ввиду их малой массы (и небольшого числа). Тут могло бы помочь испарение черных дыр. Крошечные черные дыры должны много излучать. Именно исходя из гипотезы об испарении можно дать верхний предел на пространственную плотность (т.е. количество объектов на, скажем, кубический парсек) первичных черных дыр. В этой работе авторы дают новый, более жесткий, предел: в первичных черных дырах не может быть больше 3.3 10^-9 от полной плотности Вселенной.

На самом деле, возможность испарения черных дыр любой массы является лишь возможностью. Если маленькие черные дыры не испаряются (или испаряются как-то малоэффективно), то их вклад в массу Вселенной может быть гораздо выше (см. подробный обзор на эту тему).

Одна из самых больших загадок в астрономии - природа темной материи. Выдвинуто множество гипотез. Одна из них - зеркальная темная материя. Свое название она получила по причине того, что частицы, ее составляющие, являются т.н. зеркальными партнерами обычных частиц. Т.е. они возникают (в теории) при введении особого вида симметрии. Такие частицы очень похожи на наши обычные, но взаимодействуют с ними (т.е. "с нами") только гравитационно.

Гипотеза хороша. Но мы "слишком много знаем". Надо проверять множество разных следствий гипотезы. Одно из них вот какого свойства. Образование крупномасштабной структуры самым непосредственным образом связано с темной материей. И разумеется, разные виды темной материи "скучиваются" по-разному. Можно ли подобрать такие реалистичные параметры зеркальных частиц, чтобы воспроизвести наблюдаемую крупномасштабную структуру? В этой работе авторы рассматривают данный вопрос.

Авторы рассмотрели детально только линейный режим роста возмущений. На этом этапе все получается неплохо: развитие структуры очень похоже на поведение обычной холодной темной материи. Что будет на нелинейном режиме (когда собственно начинают формироваться галактики, звезды и т.д.) - не ясно. Важно, что дело идет. Рассматриваются существенные детали сценария. Может мы и правда живем во Вселенной, состоящей в основном из зеркального вещества?

Антропный принцип (в слабой формулировке) сейчас очень популярен. Грубо говоря, суть его сводится к тому, что если бы Вселенная была другой, то нас бы тут не было. Современные теории допускают существование множества миров с разными фундаментальными постоянными. Поэтому наше существование именно в такой Вселенной не выглядит невероятным. В этой статье авторы применяют антропный подход к объяснению масс нейтрино, точнее к объяснению вклада нейтрино в полную массу Вселенной.

Аргумент (без деталей) выглядит так. Нейтрино составляют т.н. горячую темную материю. Если ее доля (по массе) велика, то галактики формируются медленнее, и вообще их получается меньше. Меньше галактик- меньше наблюдателей. Значит, вероятность родиться во Вселенной с большой массой нейтрино (и соответственно большой долей горячей темной материи) мала. Увидеть же массу нейтрино совсем вблизи нуля маловероятно просто потому что, как говорят, мал объем данной области параметров. Поэтому наиболее вероятно увидеть Вселенную с массой нейтрино близкой к пределу, когда горячая темная материя начинает существенно подавлять формирование галактик. Что и требовалось доказать.

Известно, что по древним хроникам можно узнать о солнечных затмениях, появлении новых и сверхновых, о кометах и т.д. А о метеорах? А пожалуйста!

По исследованиям хроник династии Корио (Koryo) 918-1392 гг. автор пытается восстановить метеорную активность в то время. Оказывается, что Персеиды, Леониды и эта-аквариды/ориониды хорошо наблюдались в то время. Использование других хроник (Корея, Китай, Япония, Арабские страны) подтверждает данные выводы.

Вот он - обещанный перекос в сторону наших интересов. Для нас - это очень интересная работа. Авторы с помощью любимого нами популяционного синтеза рассматривают маломассивные двойные на стадии, когда активная аккреция еще не началась, но компактный объект (нейтронная звезда) натягивает на себя вещество слабенького звездного ветра, испускаемого нормальной звездой. Светимости таких объектов получаются маленькими- 10^28-31 эрг/с.

На самом деле авторы не учитывают важный параметр - магнитное поле нейтронной звезды. его наличие может свести на нет столь небольшую аккрецию.

Слишком часто на форумах можно прочесть сообщения далеких от науки людей, в которых профессиональные ученые обвиняются в слепом следовании популярным (модным) гипотезам, которые плохо проверены. Связано это не столько с учеными, сколько с подачей материала в СМИ. В самих научных работах все выглядит совсем не так. Специально для таких "форумчан": детальная разборка, что может сидеть в необычном источнике- черная дыра или белый карлик.

Речь идет о сверхмощном источнике,чья светимость, в предположении сферической симметрии должна быть порядка 10⁴⁰ эрг/с. Если это и правда так, то аккреция должна идти на черную дыру с массой порядка 100 масс Солнца. Однако, источник сильно переменный. При сохранении чернотельного спектра такая переменность говорит об изменении излучающей площади в тысячу раз. Вряд ли возможно описать это в терминах аккреции на черную дыру. А при аккреции на белый карлик такое вполне возможно. Хотя, можно объяснить весь комплекс явлений не только аккрецией на белый карлик, но и аккрецией на черную дыру звездной массы.

В общем, статья будет интересна тем, кого серьезно интересует, как разбираются (в очень конкретном случае) различные альтернативные возможности.

Достаточно реалистичные численные расчеты поведения планет типа Земли (имеется ввиду масса) в двойных системах. Не вдаваясь в детали: около половины всех двойных допускают существование устойчивых орбит на протяжении как минимум 4.6 миллиардов лет.

Завершаем мы наш первомайский выпуск двумя обзорами, посвященными инфляционной космологии. Пожалуй вместе эти две работы дают достаточно полное представление о современной теории инфляции (хотя по-прежнему, лучшей простой обзорной статьей является, на наш взгляд, работа hep-th/0107176). Читать эти две работы можно в любом порядке, хотя введение во второй немного более популярное. Нам остается присоединиться к надеждам авторов, что через несколько лет (после получения данных со спутника Планк и других экспериментов) теория инфляции получит еще более весомую наблюдательную поддержку.