Черные дыры - очень простые объекты, самая сложная из них в стационарном состоянии описывается всего тремя параметрами: массой, угловым моментом и электрическим зарядом (и/или магнитным зарядом, если такой существует). В космосе, заполненном плазмой, реальное значение имеют только первые два из них, так как аккреция частиц с зарядом противоположного знака быстро уменьшает собственный электрический заряд черной дыры почти до нуля.

Две черные дыры, образующие двойную систему, как и все другие двойные звезды, будут излучать гравитационные волны. А если двойная черная дыра достаточно тесная, то ее компоненты сблизятся и сольются за время меньшее возраста Вселенной. Подобные события очень интересны тем, кто занимается поиском гравитационных волн, поскольку черные дыры с более высокой, чем у нейтронных звезд, массой, будут более мощными источниками гравитационного излучения и их можно будет обнаруживать с бОльших расстояний.

Каким моментом вращения (a) будут обладать черные дыры, входящие в двойную систему, зависит от хода их эволюции. Однако, черная дыры, образующаяся в результате их слияния, обязательно будет быстро вращаться, поскольку ей "по наследству" достанется момент импульса орбитального движения. Если сливаются две Шварцшильдовские черные дыры (невращающиеся, с a=0), то черная дыры, образующаяся в результате их слияния, будет иметь высокий момент

Слияние Керровских черных дыр этот параметр может уменьшить или увеличить, в зависимость от взаимной ориентации орбитального и собственных моментов импульсов в системе:

Из приведенного соотношения видно, что в таком процессе могут образовываться даже предельно быстро вращающиеся черные дыры с a/M=1. Конечно, это сказывается и на форме гравитационно-волновых импульсов, что важно для их регистрации.

О различных вариантах "параллельных" вселенных сейчас пишут довольно много. Однако, безусловно, тема эта более чем полуфилософская - никаких наблюдений по сути дела нет. Но надо как-то пытаться двигаться вперед, что и делают авторы. Они пытаются начать с определений (по возможности на математическом языке), которые позволили бы рассуждать о мультиверсах (и вообще об ансамблях вселенных) не к терминах философских категорий. Хотя, конечно, не избегают они и философских дискуссий.

На настоящий момент наиболее проработанным и частично подтвержденным наблюдениями сценарием является хаотическая инфляция, предложенная Андреем Линде, и развиваемая им и другими космологами. Именно эти работы и послужили отправной точкой для автором статьи. Пересказывать эту работу тяжело, потому советуем прочесть.

На глубине 1.1 км несколько месяцев в году работает Байкальский нейтринный эксперимент. В очень короткой заметке суммированы результаты наблюдений за 1999 г.. даны новые верхние пределы на количество нейтрино сверхвысоких энергий, нейтрино от WIMPs (weakli interacting massive particles - частицы темной материи), а также дано краткое описание расширенной версии телескопа - NT200+ - результаты работы которой сейчас обрабатываются.

Плотность в центре нейтронной звезды примерно на порядок величины превышает ядерную (такое повышение плотности вызвано собственной гравитацией нейтронной звезды) Сегодня мы все еще не знаем свойств ядерной материи настолько хорошо, чтобы сказать, что именно может происходить в центрах нейтронных звезд. Этот факт служит одной из причин того, что в астрофизике уже несколько лет конкурируют друг с другом модели нейтронных звезд и странных звезд (см., например, здесь). Оказалось, однако, что различить их наблюдательно достаточно тяжело. Авторы данной статьи предлагают свой подход, они рассмотрели две тесные сливающиеся системы, в каждую из них входит черная дыра массой M=3.5M_o, но в одной их них вторым компонентом является "обычная" нейтронная звезда, а в другую странная кварковая звезда (обе массой M=1.5M_o).

Эволюция этих систем до заполнения звездами своих полостей Роша идет абсолютно одинаково, затем начинается перетекание вещества на черную дыру. (Авторы полагают, что перетекание идет стационарным образом, что достаточно разумно при высоком отношении масс в этих системах.) Дальнейшая эволюция систем достаточно сильно различается - странная звезда быстрее приближается и сливается с черной дырой. На графике показаны зависимости масс звезд (M), их радиусов (R) и полуосей систем (a) от времени (сплошные линии - странная звезда, пунктир - нейтронная).

Может быть детекторы гравитационных волн смогут наконец найти странные звезды?

На прошлой неделе мы писали о Джоне Бартоне, физике-экспериментаторе, много работавшем на различных подземных установках. Один из последних проектов, с которым он был связан - это эксперимент по поиску частиц темной материи (WIMPs) в глубокой шахте Боулби (Boulby).

Возможно, что загадка темной материи является сейчас наиболее важной (из четко поставленных) в астрофизике, да и вообще в естественных науках (исключая, возможно фундаментальные проблемы в биологии). Никакого сомнения в существовании темной материи по сути дела нет, но что за частицы ее составляют неясно. А потому очень хочется поймать за бороду и посадить в пробирку несколько экземпляров. В связи с этим в мире ведется довольно много подземных экспериментов разного размера и стоимости, на разном оборудовании, по разным методикам, основным или побочным продуктом которых является регистрация слабовзаимодействующих частиц.

В Боулби ведется два эксперимента. Первый основан на сцинциляциях в жидком ксеноне. Сейчас готовятся к запуску новых версий этого эксперимента. Второй содержит кубометр CS₂ при низком давлении. Идея состоит в наблюдении суточных (звездные сутки) вариаций направлений отдачи при рассеянии частиц на ядрах (nuclear recoil).

Пока, как и в других экспериментах, получены только верхние пределы. Но, может быть, однажды ...

За несколько лет работы эксперименты OGLE-I и OGLE-II (Optical Gravitational Lensing Experiment) открыли несколько событий гравитационного микролинзирования в направлении Магеллановых Облаков [теперь таких событий уже несколько десятков] и более сотни событий в балдже Галактики. И это все, что сделано в эксперименте "по его прямому назначению". Зато побочные продукты совершенно великолепны: открыто несколько десятков экзопланет по их прохождениям по дискам звезд, найдено несколько десятков тысяч(!) переменных звезд, большая часть из них классифицирована.

Все ли возможное извлечено из закромов данного эксперимента? Оказывается нет! Доказательством чему является каталог собственных движений 5 078 188 звезд из 49 площадок балджа Галактики, где шли наблюдения в эксперименте OGLE-II. Наблюдения велись с 1997 по 2000 г. в фильтре I (в каталоге звезды от 11 до 18 величины). Индивидуальные измерения положений в этом эксперименте не слишком точны, но за четыре года на каждую звезду пришлось от 138 до 555 наблюдений, что позволило достичь средней точности собственных движений 0.8-3.5^.10^-6 "/год.

Впечатляющая модель "Большого Разрыва" Вселенной вызвала новую волну интереса к тому как протекают различные элементарные процессы в присутствии темной энергии. Неизбежно должны были появиться систематические курсы - один из них (первый) перед вами. В данном обзоре систематически изложено поведение самогравитирующего газа в присутствии темной энергии. Особое внимание уделено изменениям Джинсовской неустойчивости и переходу к термодинамическому пределу. Последний возможен, когда число частиц N в рассматриваемой системе и ее объем V устремляются к бесконечности при сохранении плотности N/V(как в обычной термодинамике) и комбинации V^2/3. Последнее условие не согласуется с картиной большого разрыва, но при постоянном значении -члена с ростом объема системы отталкивание всегда преодолевает самогравитацию.

Просмотрите эту статью, она дает представление о том, какие явления могут происходить в нашей ускоренно расширяющейся Вселенной.

Планетарные туманности бывают разные. По всеобщему мнению это одни из самых красивых объектов (вспомните замечательные хаббловские фотографии). Бывают еще очень красивые "не совсем планетарные туманности". Тонкость тут в том, что классическая планетарная туманность - это сброшенная оболочка звезды, посвеченная появившимся белым карликом. Т.е. звезда на стадии асимптотической ветви гигантов активно теряет вещество в виде мощного медленного (10-20 км/с) ветра, а потом вылупившийся из нее белый карлик своим ультрафиолетовым излучение ионизует вещество выброса.

Туманность Menzel 3, считавшаяся образцом биполярных планетарных туманностей, имеет интересную особенность. В ней "сидит" не одиночная звезда, а симбиотическая двойная. Такие системы состоят из проэволюционировавшей звезды (гиганта и т.п.) и белого карлика. Так что Menzel 3 - это планетарная туманность в становлении, одна звезда сбрасывает вещество, а другая все это подсвечивает.

На рисунке на оптическое изображение наложены контуры ренгеновского, полученного Чандрой. Видно, что два "пузыря", образующие "крылья бабочки" заполнены горячим газом. Его температура несколько миллионов градусов. Вроде бы прослеживается джет и виден точечный источник в центре. Это говорит о том, что белый карлик аккрецирует вещество выброса, образовавшее вокруг него диск.

Одна из целей научного подхода - описание наблюдаемых явлений с точки зрения наиболее общего (единого ) подхода. Отсюда поиски "теории всего", "Великое объекдинение" и т.д. Похожие вещи происходят во всех областях науки. В астрономии, например, пытаются объяснить активность галактик разных типов в терминах эволюционных стадий сверхмассивных черных дыр.

Аккрецирующие черные дыры встречаются не только в ядрах галактик. Есть такие объекты в тесных двойных системах. По всей видимости есть черные дыры промежуточных масс. Должны быть одиночные черные дыры, аккрецирующие вещество межзвездной среды... Процессы должны быть в какой-то степени похожи (о разных типах черных дыр см., например, обзоры Черепащука в УФН). В данной статье авторы представляют попытку единого описания различных объектов, содержащих аккрецирующие черные дыры, чья светимость существенно меньше эддингтоновской. Разница в том, что при светимости порядка эддингтоновской доминирует вклад диска, а при существенно меньшей светимости - нетепловое излучение релятивистского джета. Кандидатов в такое состояние много: от тесных двойных до активных и неактивных ядер галактик.

Основные предположения авторов сводятся к тому, что
джет всегда присутствует,
при некотором темпе аккреции (менее нескольких процентов от эддингтоновского) диск перестает быть существенным источником излучения,
если мы смотрим "в жерло", то вклад джета больше вклада диска.

Сравнение с наблюдениями показывает работоспособность модели, однако ясно, что она нуждается в дальнейшем развитии и новых проверках, поскольку очевидно, что реальность устроена несколько сложнее, чем просто тонкий диск + джет.

Открытие "других Юпитеров" - это конечно очень интересно. Но хочется, очень хочется!, "другие Земли". Пока это технически очень непросто: масса у Земли маленькая, размер небольшой. Поэтому ни по вариациям скорости звезды, ни по прохождениям планеты по диску звезды, такую "крошку" не откроешь". Надо развивать технологии, и этим активно занимаются. Будут специальные наземные и космические наблюдательные проекты, целиком посвященные поиску планет земного типа. В обзоре кратко описываются все проблемы, связанные с поисками планет типа Земли, а также рассказывается о готовящихся наблюдениях. Кроме того, автор упоминает новые теоретические разработки в этой области.

Ультрамощные рентгеновские источники ( ULX) - это тесные двойные системы с аккрецирующими компактными объектами, чья светимость (в предположении сферической симметрии) превышает 10³⁹ эрг/с. Т.о. это могут быть черные дыры промежуточных масс.

В статье представлен фактически каталог таких объектов по данным Чандры. Всего было зарегистрировано более 60 мощных источников в 13 нормальных (неактивных) галактиках. Из них только 22 являются интересующими нас ULX. Авторы исследовали различные корреляциии выяснили, что появление ультрамощных источников хорошо отслеживает темп звездообразования в галактике.

Большие проекты имеют много побочных продуктов (см. выше про проект OGLE). Слоановский цифровой обзор неба (SDSS) не исключение. В данной статье авторы представляют первые результаты по поиску белых карликов в SDSS. На 190 квадратных градусах найдено 269 белых карликов и 56 горячих субкарликов (причем они выделены по спектроскопии!). До этого там было известно 44 карлика и 4 субкарлика. Очевидно, что после завершения обзора в руки астрономов попадет колоссальная статистика по этим объектам, что конечно же важно для изучения физики звезд, звездной эволюции и эволюции Галактики.

По мере охлаждения Вселенной на очень ранних этапах её эволюции (при энергиях вблизи 10²² эВ) некоторые скалярные поля при фазовых переходах могут образовывать очень необычные конструкции - так называемые топологические дефекты - двумерные "доменные стенки", линейные "космические струны" и точечные "монополи" (не путать с магнитными монополями). Поперечные размеры этих объектов чрезвычайно малы. Для астрофизики наиболее интересными из них являются космические струны.

Одним из наиболее наглядных и легко обнаружимых проявлений космических струн является гравитационное линзирование. Оно очень сильно отличается от линзирования на компактных объектах (звёздах, галактиках и скоплениях). При линзировании на комических струнах возникают два расположенных рядом изображения линзируемого объекта без каких-либо заметных искажений формы.

Объект SLC1 (astro-ph/0302547)

До сих пор исследование космических струн было либо чисто теоретическим, либо косвенным (например, их вклад в анизотропию реликтового излучения). Но недавно появился первый кандидат в объекты линзированные космическими струнами - объект SLC-1 - посмотрите на его изображение справа.

Конечно, сразу возрос интерес к поиску таких объектов, и вот перед вами данная статья. Как искать линзированные объекты? На каких красных смещениях? Какими инструментами пользоваться? Вот некоторые из вопросов, рассматриваемых в данной статье.

Типичная геометрия линзирования
на космической струне

Рассмотрены сверхновые типов Ib,c и II, т.е. тех, что связаны с коллапсом ядер массивных звезд. Показано, что относительное число сверхновых этих подтипов зависит от металличности, что и ожидалось на основе рассчетов. Причем, данные лучше согласуются с предсказаниями моделей, учитывающих вращение звезд (построение таких моделей является важным достижением последних лет).

Авторы обсуждают, что сможет дать специализированный спутник SNAP, который будет наблюдать сверхновые на больших красных смещениях (порядка единицы).

35 лет назад важным событие стало открытие пульсара в Крабовидной туманности. Это дало однозначное свидетельство связи нейтронных звезд и взрывов сверхновых. С тех пор Крабовидная туманность и маленькая светлая точечка, указанная стрелкой - пульсар - стали неотъемлемым атрибутом любого учебника астрономии. Однако, в физике и астрофизике нейтронных звезд, взрывов и остатков сверхновых есть еще много неясного. И здесь на помощь приходят новые наблюдения молодых компактных объектов в образовавшихся после разлета звезды туманностях.

Как известно, "черт прячется в деталях". И мало того, что с деталями приходится разбираться, их самим же приходится выискивать. В частности, хочется исследовать как можно более близкие остатки сверхновых, содержащие молодые нейтронные звезды. Еще хочется, чтобы объекты были видны от радио до рентгена, и чтоб наблюдался пульсарный эффект. Теперь остаток G292.0+1.8 в этом отношении один из лучших.

Он расположен на расстоянии около 6 кпк от нас, динамический (т.е. определенный по разлету) возраст - около 2000 лет. В этой туманности видно множество интересных структурных деталей. Кроме того, можно достаточно точно исследовать химический состав остатка и распределение элементов. Все это важно, т.к. позволяет реконструировать свойства взорвавшейся звезды.

Буквально два года назад с помощью Чандры был открыт точечный рентгеновский источник в этом остатке. Последовавшие радионаблюдения показали наличие радиопульсара с периодом 0.135 секунды. Теперь, благодаря длительным наблюдениям на Чандре, пульсации найдены и в рентгеновском диапазоне. Возраст пульсара, определенный по увеличению периода, находится в хорошем согласии с возрастом остатка.

Жалко, что в оптике пульсара пока не видно. Но Хабблом на него пока не смотрели, и, наверняка, заявка уже написана (и, скорее всего, одобрена)!

Когда было обнаружено, что звезды на окраинах галактик и сами галактики в скоплениях движутся быстрее, чем в соответствии с количеством видимого в этих системах вещества, то дальнейшее развитие идей пошло двумя путями. Большинство астрономов оказались приверженцами идеи "темной материи", т.е. считали, что вещество в галактиках и скоплениях есть, просто оно по каким-то причинам не излучает свет. В начале полагали, что невидимое вещество может быть обычным, таким же из которого сделаны звезды, планеты и мы, т.е. барионным. В последствии оказалось, что мы действительно видим только небольшую долю барионного вещества, но основная часть темной материи должна иметь другую, неизвестную еще сегодня, физическую природу.

Меньшая часть астрофизиков занялась модификацией законов тяготения. Все эти теории обобщенно называются MOND (аббревиатуры английского выражения Модифицированная Ньютоновская Динамика). Один из вариантов этой теории ( Milgrom 1983) предполагает, что ньютоновский закон тяготения перестает действовать когда тело испытывает чрезвычайно малы ускорения. Проверить эту модификацию экспериментально на Земле или в Солнечной системе пока не представляется возможным.

Как эта модификация должна была проявиться в шаровых скоплениях? Согласно ньютоновской гравитации (и, конечно, в отсутствие невидимого вещества) дисперсия скоростей звезд должна была плавно убывать наружу. Согласно MOND на некотором расстоянии это убывание прекращается и дисперсия становится примерно постоянной. Такие измерения были проведены для двух шаровых скопления: Cen и M15. Зависимость полученная для первого из них показана на графике.

Наблюдения не позволяют отвергнуть теорию MOND. Для Cen радиальная зависимость дисперсии меняется при ускорении a=2.1^.10^-8 см/с², для M15 картина аналогична, излом происходит при a=1.7^.10^-8 см/с². Считать этот результат подтверждением MOND, однако, нельзя, поскольку аналогичное на том же уровне ускорений может оказать темная материя Млечного Пути, если она равномерно распределена, или темная энергия (лямбда-член).

Как известно Вселенная на больших масштабах состоит из волокон и пустот (войдов). Это достаточно хорошо видно по распределению галактик и их скоплений, т.е. "светящегося вещества". Размеры войдов составляют порядка 20-30 Мпк. Что находится в них? Для разрешения этого вопроса нужно применять численное моделирование (см. также "горячую тему" прошлой недели).

Авторы строят компьютерную модель войда методом многи тел (N-body). Оказывается (см. рисунок), что войд похож на "Вселенную в миниатюре". Там темная материя распределена опять таки в виде структуры с волокнами и войдами! Разница только в том, что все массы (массы гало темной материи) на четыре порядка меньше. Собственно, поэтому-то мы и не видим там галактик.

Уже несколько лет, как Международный Астрономический Союз утвердил как основную для использования в астрометрии и небесной механике внутри Солнечной системы релятивистскую систему координат. Теперь вычисления всех эфемерид и других величин должны производиться в ней. Она существенно сложнее предыдущих, но и заметно точнее.

Переход к релятивистским системам отсчета, однако, вносит существенные изменения в идеологи астрометрии и небесной механики, полностью меняет используемые в них модели. Вот этим вопросам, которые становятся актуальными в связи с запуском высокоточного астрометрического спутника GAIA, и посвящена данная статья.

Сегодня у физиков-теоретиков большой интерес вызывают теории в которых наше пространство-время имеет число размерностей большее четырех. Для введения дополнительных измерений есть целый ряд теоретических предпосылок. Одна из таких теорий предполагает, что существует только одно дополнительное замкнутое измерение. В такой модели наш Мир расположен на 4-мерной гиперповерхности (бране), причем все обычные частицы и взаимодействия привязаны к бране и только гравитация распространяется во всем пространстве. [Скорее всего данная теория не имеет отношения к физической реальности, но из-за наличия только одного дополнительного измерения ее очень удобно исследовать.]

Авторы данной статьи рассмотрели вопрос излучения гравитационных волн двойной системой в бранной модели. В ней также удается получить квадрупольную формулу, подобную выведенной Эйнштейном для ОТО, но из-за наличия в 5-мерном мире дополнительной степени свободы в этой формуле возникают некоторые изменения. Различия в излучаемом потоке гравитационных волн оказываются заметными и, для наиболее хорошо изученного двойного пульсара PSR 1913+16, составляют около 20%. Поток гравитационного излучения от данного пульсара (по эволюции его орбиты) измерен сегодня с точностью примерно 0.5%, т.е. наблюдения двойного пульсара позволяют закрыть целый класс теорий.

Два эссе по гравитации, космологии и квантовой теории
Ежегодно проводится конкурс "Gravity Research Foundation Essay Contest". Две работы, отмеченные жюри (в том числе и победитель) появились в Архиве. В работах нет никакой сложной математики, поэтому они будут доступны всем, кто интересуется соответствующей тематикой.

Как ясно из заглавия, речь идет о начальных условиях для Вселенной. Если рассматривать классическую космологию, то наличие сингулярности ставит непреодолимые препятствия на пути постановки "настоящих" начальных условия (а не условий, соответствующих некоторому моменту времени t после "начала"). Одной из первых серьезных попыток решить эту проблему было уравнение Уиллера-ДеВитта, которое является динамическим законом для волновой функции Вселенной (в некотором смысле это расширение уравнения Фридмана).

В этой же работе Мартин Боджовалд использует более современный подход. основанный на петлевой квантовой гравитации. Идея состоит в дискретности пространства, что приводит не к дифференциальному, а к разностному уравнению, описывающему поведение волновой функции вблизи "начала" ("начало" соответствует n=0). Для больших n уравнение переходит в уравнение Уиллера-ДеВитта. Автор показывает, что проблема сингулярности исчезает при таком подходе. Соответственно демонстрируется связь между динамическим законом расширения Вселенной, начальными условиями, дискретностью пространства и проблемой сингулярности. Конечно же, это не окончательный ответ. Это некоторое интересное "теоретическое наблюдение". Однако, разобраться в этом весьма и весьма интересно.

Одна из важных проблем, связывающих космологию с физикой частиц - проблема величины космологической постоянной. Удивительное дело: она маленькая, но не нулевая.

Автор эссе приводит интересное наблюдение, связывающее космологическую постоянную с энтропией Вселенной. Идея состоит в использовании голографического принципа.

Рассчитаем энтропию Вселенной. Что у нас есть? Вещество. Его мало - 10⁸⁰ баринов. Фотонов в миллиард раз больше. Но и этого мало. Еще что-то добавляют реликтовые нейтрино, темное вещество. Тем не менее, из "обычных предметов" основной вклад вносят сверхмассивные черные дыры - 10¹⁰¹. Сверхмассивные важнее, т.к. энтропия черной дыры пропорциональна площади горизонта, а радиус - массе. И все равно, этого мало. Что у нас еще осталось - космологическая постоянная. Посмотрим на энтропию вакуума, и сравним ее потом с голографическим пределом. При расчете энтропии вакуума мы сталкиваемся с проблемой - она бесконечна, если мы учитываем все нулевые флуктуации (zero-point fluctuations). Поэтому требуется ввести т.н. ультрафиолетовое обрезание на каком-то масштабе длин (или, что то же самое, масс). Возьмем масштаб квантовой хромодинамики (QCD). Оказывается, что полученная энтропия прекрасно согласуется с голографическим пределом. Да еще попутно мы получаем простое уравнение, придуманное 35 лет назад Я.Б. Зельдовичем, которые, правда, использовал другой масштаб (ну так и дело-то давно происходило).

Т.о. автор демонстрирует интересную связь между энтропией вакуума, голографическим принципом и величиной космологической постоянной. Опять же, как и в комментарии к первому эссе, подчеркнем, что это именно "интересное наблюдение". Совершенно неясно, какая физика за этим лежит. Но без таких наблюдений этого никогда не понять.

Что такое бурые (или, иначе, - коричневые) карлики объяснять не надо. Мы уже довольно много о них знаем. Много, но абсолютно недостаточно. Например, очень плохо известно, как они образуются.

Авторы статьи провели обзор молодых бурых карликов в инфракрасной (L) полосе. Были получены хорошие данные по примерно 50 дискам вокруг молодых субзвездных объектов. оказалось, что диски похожи на аналогичные образования вокруг звезд типа Т Тельца (это маломассивные очень молодые звезды, фактически еще формирующиеся, звезды). Это означает, что образование бурых карлиов ("недозвезд") очень похоже на формирование звезд типа Солнца.

Мы будем стараться хотя бы перечислить интересные (для широкой публики) статьи, появившиеся в разделе physics (включая cross-listing).

В помощь преподавателю
Автор предлагает наглядные картинки, позволяющие, по его мнению, более понятно рассказывать студентам о многообразии нестабильных частиц. Было бы интересно узнать мнение ведущих проектов Текущие открытия в физике элементарных частиц и Неизбежность странного микромира об этой статье.