Astronet > Covremennaya astronomiya: novye napravleniya i novye problemy

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Covremennaya astronomiya: novye napravleniya i novye problemy

Yu.N.GNEDIN

Gosudarstvennyi tehnicheskii universitet, Sankt-Peterburg

Sovremennaya astronomiya vsevolnovaya, ona osnovyvaetsya na registracii izlucheniya vo vseh diapazonah spektra. Poyavilis' novye napravleniya: radio-, rentgenovskaya i gamma-astronomiya, astronomiya fotonov sverhvysokoi energii, neitrinnaya i gravitacionnaya astronomiya. Astronomiya otkryla novye nebesnye ob'ekty, svoistva kotoryh neobychny s tochki zreniya tradicionnoi laboratornoi fiziki: eto kompaktnye zvezdy, neitronnye zvezdy, chernye dyry, kvazary.

Vvedenie

Pod astronomiei ponimayut nauku o nebesnyh ob'ektah. Odnako chasto ispol'zuyut i termin astrofizika.

Bukval'noe znachenie slova astrofizika v perevode s grecheskogo yazyka oznachaet fizika zvezd. Odnako v nastoyashee vremya eto slovo imeet znachitel'no bolee shirokoe znachenie. Astrofizika - eto nauka o fizicheskih yavleniyah vo Vselennoi. Ona izuchaet ne tol'ko zvezdy, no i mezhzvezdnuyu i mezhgalakticheskuyu sredy, a takzhe svoistva i vzaimodeistvie mel'chaishih chastic veshestva (elementarnyh chastic, atomov, molekul), ot kotoryh sushestvenno zavisyat mnogie svoistva kosmicheskih ob'ektov, a takzhe i Vselennoi v celom.

Sleduet podcherknut', chto v nastoyashee vremya stiraetsya razlichie mezhdu ponyatiyami astrofizika i astronomiya, i mnogie razdely sovremennoi astrofiziki v svoe nazvanie vklyuchayut slovo "astronomiya". Tak, naprimer, ryad razdelov sovremennoi astrofiziki prinyato nazyvat' "Radioastronomiya", "Opticheskaya astronomiya", "Rentgenovskaya astronomiya", "Neitrinnaya astronomiya" i t.d. Takoe smeshenie ponyatii vozniklo v rezul'tate proisshedshei v poslednie desyatiletiya revolyucii v astronomii. Sut' etoi revolyucii sostoit ne tol'ko v tom, chto chelovechestvo osvoilo blizhnee kosmicheskoe prostranstvo i aktivno ispol'zuet ego dlya nauchnyh issledovanii, a glavnym obrazom v tom, chto sovremennaya astrofizika (i astronomiya) stala vsevolnovoi. Eto oznachaet, chto v nastoyashee vremya uchenye osushestvlyayut nablyudeniya nebesnyh ob'ektov v shirokom diapazone elektromagnitnogo izlucheniya, nachinaya ot samyh dlinnyh radiovoln i zakanchivaya samymi energichnymi fotonami, energiya kotoryh dostigaet velichiny 10¹⁶ eV, a takzhe takimi elementarnymi chasticami, kak neitrino.

V astrofizike realizuetsya dva konceptual'nyh podhoda. Odin podhod sostoit v issledovanii individual'nyh nebesnyh ob'ektov, takih, kak planety, zvezdy, pul'sary, kvazary, galaktiki, skopleniya galaktik i dr. Drugoi podhod zaklyuchaetsya v izuchenii obshih fizicheskih principov dlya raznoobraznyh astrofizicheskih processov i v popytke ustanovit' obshie zakony razvitiya materii vo Vselennoi.

Samyi sushestvennyi vopros dlya astrofiziki, kakim obrazom vozmozhno poluchit' informaciyu o nebesnyh ob'ektah. V nastoyashee vremya izvestny chetyre kanala polucheniya informacii.

Elektromagnitnoe izluchenie: gamma-luchi, rentgenovskie luchi, ul'trafioletovoe, vidimoe, infrakrasnoe i radio-izlucheniya.
Kosmicheskie luchi, kotorye dostigayut okrestnosti Zemli i mogut vzaimodeistvovat' s ee atmosferoi. Pervichnyi sostav kosmicheskih luchei vklyuchaet vysokoenergichnye elektrony, protony i tyazhelye yadra, a takzhe nestabil'nye neitrony i mezony. V pervichnyi sostav kosmicheskih luchei vhodyat takzhe antiprotony i pozitrony, to est' antimateriya. No znachitel'naya chast' iz nih obrazuetsya v rezul'tate vzaimodeistviya protonov i yader s mezhzvezdnym i mezhplanetnym veshestvom, a takzhe s atmosferami zvezd i planet.
Neitrino i antineitrino. V nastoyashee vremya izvestny tri tipa neitrino, dva iz kotoryh svyazany s elektronami i myu-mezonami, a tretii tip - s tau-mezonami.
Gravitacionnye volny, kotorye voznikayut pri vzryvah massivnyh zvezd i mogut dat' informaciyu o dvizheniyah massivnyh nebesnyh tel. Hotya gravitacionnye volny i ne byli detektirovany napryamuyu, sushestvuet mnogo nablyudatel'nyh dannyh, kotorye podtverzhdayut ih sushestvovanie.

Vershinoi uspeha sovremennoi astrofiziki yavilos' otkrytie nebesnyh ob'ektov s sovershenno neobychnymi fizicheskimi svoistvami. Vo-pervyh, eto neitronnye zvezdy, kotorye predstavlyayut soboi ochen' kompaktnye, razmerom vsego okolo 10 km ob'ekty. Magnitnoe pole takih zvezd dostigaet isklyuchitel'no gromadnoi velichiny ~10¹³ gauss, sovershenno nedostizhimoi v zemnyh laboratornyh usloviyah. V takih gromadnyh polyah polnost'yu izmenyaetsya struktura veshestva i ego svoistva. Vo-vtoryh, eto chernye dyry - ob'ekty, u kotoryh vtoraya kosmicheskaya skorost' ravna skorosti sveta. V tret'ih, eto kvazary, kotorye yavlyayutsya yadrami galaktik i predstavlyayut soboi sverhmassivnye chernye dyry. Vazhnoi chast'yu sovremennoi astrofiziki yavlyaetsya kosmologiya, to est' nauka o tom, kak voznikla i razvivalas' Vselennaya v celom, a takzhe nauka o krupnomasshtabnoi strukture Vselennoi.

Struktura nablyudaemoi oblasti vselennoi - metagalaktiki

Metagalaktika - eto vsya nablyudaemaya oblast' Vselennoi. Osnovnymi elementami ee krupnomasshtabnoi struktury yavlyayutsya galaktiki i skopleniya galaktik. Galaktiki predstavlyayut soboi stacionarnye gravitacionno-svyazannye zvezdnye sistemy. Zvezdnaya sistema, v kotoruyu vhodit nashe Solnce, - Galaktika - soderzhit primerno 10¹¹ zvezd; ee massa priblizitel'no 2 $\cdot$ 10⁴⁴ g, to est' 10¹¹ M $_{\odot}$ , a polnaya izluchaemaya zvezdami energiya (svetimost') - okolo 3 $\cdot$ 10⁴³ erg/s.

Galaktiki, kak i zvezdy, imeyut sklonnost' obrazovyvat' gruppy i skopleniya razlichnoi chislennosti. Eto svoistvo u nih vyrazheno namnogo sil'nee, chem u zvezd. U zvezd lish' sravnitel'no malaya dolya vhodit v sostav rasseyannyh skoplenii, sharovyh skoplenii ili zvezdnyh associacii, a podavlyayushaya massa yavlyaetsya prosto zvezdami obshego polya Galaktiki. U galaktik kartina protivopolozhnaya. Bol'shinstvo iz nih yavlyaetsya chlenami grupp ili skoplenii galaktik i tol'ko neznachitel'naya chast' raspolagaetsya vne grupp i skoplenii v obshem pole Metagalaktiki.

Gruppy galaktik soderzhat desyatki chlenov. Naprimer, nasha Galaktika vhodit v sostav gruppy blizhaishih k nam galaktik, sostoyashei primerno iz 20 chlenov. Eta gruppa obrazuet tak nazyvaemuyu Mestnuyu sistemu. V svoyu ochered' Mestnaya sistema vhodit v sostav skopleniya, centr kotorogo nahoditsya v toi chasti neba, gde proektiruetsya sozvezdie Devy. Skopleniya, kak pravilo, naschityvayut sotni i dazhe tysyachi chlenov. Odno iz samyh bol'shih skoplenii v sozvezdii Komy (Volosy Veroniki) soderzhit okolo desyati tysyach galaktik. Ono imeet pochti sfericheskuyu formu i ego radius sostavlyaet primerno 4 Mpk.

Sleduet obratit' vnimanie na raznicu mezhdu skopleniyami zvezd, obrazuyushimi galaktiki, i skopleniyami galaktik. Rasstoyanie mezhdu chlenami zvezdnogo skopleniya ogromny po sravneniyu s razmerami zvezd. Rasstoyaniya mezhdu chlenami skopleniya galaktik vsego lish' v neskol'ko raz bol'she, chem razmery galaktik.

V samoe poslednee vremya rezul'taty nablyudenii na bol'shih instrumentah, v tom chisle na Bol'shom 6-metrovom teleskope v Rossii, pokazali, chto skopleniya i gruppy skoplenii, v svoyu ochered', raspredeleny daleko ne sluchainym obrazom. Tak, Mestnaya gruppa, v kotoruyu vhodyat nasha Galaktika i tumannost' Andromedy, obrazuet vmeste s drugimi blizkimi gruppami galaktik sistemu, nazvannuyu Mestnym sverhskopleniem. V Metagalaktike imeyutsya i drugie sverhskopleniya. Ih srednii razmer sostavlyaet 20 - 30 Mpk.

Kak vyyasneno v poslednie gody, mnogie bogatye skopleniya galaktik soderzhat znachitel'nye kolichestva goryachego ionizirovannogo gaza, yavlyayushegosya istochnikom moshnogo rentgenovskogo izlucheniya. Otkrytie protyazhennyh istochnikov rentgenovskogo izlucheniya, otozhdestvlennyh so skopleniyami galaktik, yavilos' vydayushimsya dostizheniem rentgenovskoi astronomii poslednih let. Samymi moshnymi iz nih yavlyayutsya skopleniya Komy, Perseya i Devy. Harakternye razmery protyazhennyh istochnikov sostavlyayut 0,1 - 1 Mpk, a ih svetimost' lezhit v predelah 10⁴³ - 10⁴⁵ erg/s. Detal'noe issledovanie ih spektrov pokazalo, chto istochnikom izlucheniya yavlyaetsya goryachii gaz s temperaturoi 10⁷ - 10⁸ K, zahvachennyi skopleniem kak gravitacionnoi yamoi. Massa takogo gaza v ryade skoplenii sravnima s summarnoi massoi galaktik.

Skopleniya galaktik obnaruzhivayut odnu zamechatel'nuyu osobennost': dlya mnogih iz nih massa, opredelennaya po skorostyam sobstvennogo dvizheniya galaktik v skoplenii, okazyvaetsya zametno bol'she massy, opredelennoi po obshei svetimosti galaktik. Pervyi sposob nahozhdeniya massy osnovan na predpolozhenii, chto skopleniya predstavlyayut soboi stacionarnye gravitacionno-svyazannye sistemy. Polnaya mehanicheskaya energiya kazhdoi takoi sistemy dolzhna byt' otricatel'noi, prichem kineticheskaya energiya dolzhna sostavlyat' (v srednem po vremeni) polovinu modulya gravitacionnoi potencial'noi energii, to est'

$E_{\textrm{\normalsize kin}}=\frac{1}{2}\, |E_{\textrm{\normalsize grav}}|\,.$

(1)

Eto sootnoshenie predstavlyaet soboi tak nazyvaemuyu virial'nuyu teoremu klassicheskoi mehaniki. Ona poluchaetsya kak pryamoe sledstvie uravnenii dvizheniya pri obshei stacionarnosti sistemy. Naprimer, dlya chasticy massy m, obrashayusheisya po stacionarnoi krugovoi orbite vokrug central'noi massy $M\gg m$ , skorost' dvizheniya $V$ opredelyaetsya iz usloviya ravenstva (po modulyu) centrobezhnoi i gravitacionnoi sil (sm. ris. 1):

Ris. 1.

$F_{\textrm{\normalsize c}}=\frac{mV^2}{r}\,, \qquad F_{\textrm{\normalsize grav}}=\frac{GMm}{r^2}\,,$

(2)

gde $r$ - radius orbity.

$F_{\textrm{\normalsize c}}=F_{\textrm{\normalsize grav}}=\frac{V^2}{r}=\frac{GM}{R^2}\,,$

(3)

to est'

$E_{\textrm{\normalsize kin}}=\frac{mV^2}{2}=\frac{GMm}{2r}\,.$

Legko provesti dokazatel'stvo i dlya lyuboi sistemy proizvol'nogo chisla chastic.

Esli razmer skopleniya $R$ i dispersiya skorostei galaktik $V$ izvestny, to iz (2) sleduet ocenka massy skopleniya:

$M_{VT}\approx {V^2R}{G}\,.$

(4)

Opredelennuyu takim sposobom massu nazyvayut virial'noi.

Drugoi sposob opredeleniya massy sostoit v tom, chto polnuyu nablyudaemuyu svetimost' skopleniya umnozhayut na prinimaemoe za standartnoe otnoshenie massa/svetimost', naidennoe nezavisimo dlya otdel'nyh galaktik. Eto poslednee otnoshenie razlichno dlya galaktik razlichnyh tipov, no esli izvestno, chto v dannom skoplenii preobladayut galaktiki kakogo-to opredelennogo tipa, to summarnuyu massu etih galaktik $M_L$ mozhno takim sposobom deistvitel'no ocenit'. I vot okazyvaetsya, chto summarnaya massa galaktik pochti vsegda men'she virial'noi massy skopleniya:

$M_{VT} > M_L\,.$

(5)

Eto obstoyatel'stvo (ego nazyvayut virial'nym paradoksom) bylo ustanovleno Cvikki eshe v 30-e gody. Rezul'taty novyh detal'nyh issledovanii, vypolnennyh v poslednie gody, podtverzhdayut etot paradoks.

Virial'nyi paradoks ischezaet, esli skopleniya ne yavlyayutsya stacionarnymi sistemami, tak chto k nim ne primenima virial'naya teorema. Odnako esli oni vse zhe stacionarny, to iz nego sleduet nalichie v skopleniyah znachitel'nyh mass temnogo, ne svetyashegosya veshestva pomimo veshestva samih galaktik, prichem eta, kak govoryat, skrytaya, massa dolzhna byt' v 3 - 10 raz bol'she obshei massy galaktik v skopleniyah. Imeetsya ryad ser'eznyh argumentov v pol'zu vtoroi vozmozhnosti.

Ierarhiya kosmicheskih struktur obryvaetsya na skopleniyah i sverhskopleniyah. V razlichnyh oblastyah Metagalaktiki, imeyushih razmer 100 - 300 Mpk i bolee, soderzhashih mnogo galaktik i skoplenii, srednyaya plotnost' vidimogo veshestva galaktik okazyvaetsya odinakovoi, gde by eti oblasti ne nahodilis'. Eta plotnost' sostavlyaet

$\rho\approx 3\cdot 10^{-31}\textrm{~g/sm}^3\,.$

(6)

S uchetom skrytyh mass eta velichina vozrastaet primerno vtroe.

Odinakovost' srednei plotnosti v razlichnyh oblastyah prostranstva oznachaet, chto Metagalaktika yavlyaetsya odnorodnoi, esli rassmatrivat' ee v bol'shom masshtabe, prevoshodyashem razmer yacheiki neodnorodnosti 100 - 300 Mpk. Eto odno iz fundamental'nyh svoistv okruzhayushei nas Vselennoi.

Drugim ee fundamental'nym svoistvom yavlyaetsya nestacionarnost'. Nablyudeniya pokazyvayut, chto galaktiki i skopleniya galaktik, razdelennye rasstoyaniyami, prevoshodyashimi razmer yacheiki neodnorodnosti, udalyayutsya drug ot druga. Etot fakt byl ustanovlen blagodarya izmereniyu luchevyh skorostei galaktik.

Pervoe uspeshnoe opredelenie luchevoi skorosti galaktiki po nablyudeniyu doplerovskogo smesheniya ee spektral'nyh linii bylo vypolneno v 1912 godu Slaiferom v observatorii Lovella. On nashel, chto odna iz galaktik v sozvezdii Andromedy priblizhaetsya k Zemle so skorost'yu poryadka 200 km/s. Eto udivitel'nyi rezul'tat, esli vspomnit', chto bol'shinstvo zvezd dvizhetsya so skorostyami ne bolee 50 km/s. Izuchaya spektry drugih galaktik, Slaifer nashel, chto dlya bol'shinstva iz nih harakterno krasnoe smeshenie linii, to est' v otlichie ot galaktiki v Andromede eti galaktiki udalyayutsya, a ne priblizhayutsya. Smeshenie spektral'nyh linii snova davalo bol'shie skorosti. K 1914 godu Slaifer izmeril spektry 13 galaktik; vse oni, za isklyucheniem dvuh, udalyalis' so skorostyami okolo 300 km/s.

Takie skorosti namnogo prevoshodili samye bol'shie skorosti, kogda-libo izmerennye v astronomii. Odnako samoe udivitel'noe bylo vperedi. K 1917 godu byli zaregistrirovany skorosti v 600 km/s, no dazhe etot rezul'tat byl vskore prevzoiden.

Znachenie rezul'tatov Slaifera proyasnilos' v dal'neishem blagodarya vazhnomu otkrytiyu Habbla, kotoryi pokazal, chto skorosti udaleniya galaktik otnyud' ne sluchainy. Ishodya iz izmerennyh im rasstoyanii do spiral'nyh galaktik, Habbl v 1929 godu ustanovil, chto vplot' do rasstoyanii v 6 mln. svetovyh let skorosti galaktik proporcional'ny rasstoyaniyam do nih:

$V=HR\,.$

(7)

Koefficient proporcional'nosti, nazvannyi faktorom Habbla, izmeren, kak i vse velichiny, s ne ochen' bol'shoi tochnost'yu:

$H =\textrm{~50--100 (km/s)/Mpk.}$

(8)

V nastoyashee vremya naibolee veroyatnym schitaetsya znachenie

$H = 75 \textrm{(km/s)/Mpk.}$

Velichina, obratnaya postoyannoi Habbla, mozhet rassmatrivat'sya kak vozrast nashei Metagalaktiki:

$T = 1/H = 2\cdot 10^{10}\textrm{~let.}$

(9)

Velichina $H$ ne zavisit ot napravleniya, a eto oznachaet, chto Metagalaktika ne tol'ko odnorodna, no i izotropna.

Dannye o raspredelenii i dvizhenii galaktik byli do nedavnego vremeni edinstvennym istochnikom svedenii o Metagalaktike. V 1965 godu bylo otkryto sushestvovanie elektromagnitnogo izlucheniya, odnorodno zapolnyayushego Metagalaktiku i prihodyashego ravnomerno so vseh storon. Izmereniya ego intensivnosti v diapazone dlin voln ot 20 do 0,3 sm pokazali, chto eto izluchenie ravnovesno, to est' imeet plankovskii spektr s temperaturoi $T$ = 2,7 K. V etoi oblasti dlin voln izotropiya etogo izlucheniya ustanovlena s tochnost'yu do desyatoi doli procenta, chto znachitel'no prevyshaet tochnost', s kotoroi ustanovlena izotropiya postoyannoi Habbla (~20%).

Razlet galaktik svidetel'stvuet, chto nasha Metagalaktika rasshiryaetsya. Voznikaet vopros, budet li nasha Metagalaktika rasshiryat'sya neogranichenno ili ee rasshirenie smenitsya szhatiem? Ochevidno, chto otvet na etot vopros zavisit ot togo, kakovo znachenie plotnosti veshestva v Metagalaktike v nastoyashee vremya. Pri maloi plotnosti Metagalaktika budet neogranichenno rasshiryat'sya, a pri bol'shoi plotnosti rasshirenie smenitsya szhatiem iz-za deistviya sil gravitacii. Sushestvuet kriticheskoe znachenie plotnosti veshestva $\rho$ _krit , otdelyayushee odin sluchai ot drugogo. Neslozhno opredelit' eto kriticheskoe znachenie plotnosti. Deistvitel'no, izvestno, chto vtoraya kosmicheskaya skorost' dlya shara massy $M$ zapisyvaetsya sleduyushim obrazom:

$V=\sqrt{2GM/R}\,.$

(10)

Podstavlyaya v (10) vyrazhenie dlya massy

$M=\frac{4\pi}{3}\rho R^3\,,$

a vmesto skorosti $V = HR$ , nahodim

$HR=\sqrt{\frac{8\pi G}{3}\rho R^2\,}$

ili, vyrazhaya otsyuda plotnost' $\rho$ _krit ,

$\rho_\textrm{\normalsize krit}=\frac{3H^2}{8\pi G}\,.$

(11)

Itak, kriticheskoe znachenie srednei plotnosti v Metagalaktike zavisit ot postoyannoi Habbla $H$ . Pri znachenii postoyannoi $H$ = 75 (km/s)/Mpk poluchaem:

$\rho_\textrm{\normalsize krit}\approx 10^{-29}\textrm{~g/sm}^3\,.$

(12)

My uzhe videli, chto dlya veshestva, vhodyashego v galaktiki, usrednennaya plotnost' sostavlyaet okolo 3 $\cdot$ 10^-31 g/sm³, to est' mnogo men'she kriticheskoi. Odnako uchet skrytoi massy uvelichivaet etu ocenku.

Priroda nevidimoi (skrytoi) massy (materii)

Galaktiki v skopleniyah vrashayutsya slishkom bystro, i pri etom skopleniya ne raspadayutsya. Zvezdy, raspolozhennye na krayah spiral'nyh galaktik, vrashayutsya vokrug nih bystree, chem predskazyvaet teoriya, i pri etom ne uletayut proch'. Zapasy nevidimogo veshestva s ego dopolnitel'noi gravitaciei mogut derzhat' eti galaktiki i zvezdy v ravnovesii. Poskol'ku vse, ot protonov do planet, uchastvuyut v gravitacionnom vzaimodeistvii, temnoe veshestvo teoreticheski mozhet sostoyat' iz chego ugodno. Mnogie astronomy podderzhivayut mysl' o tom, chto temnoe veshestvo sostoit iz bolee ili menee obychnogo veshestva - mnozhestva slabyh korichnevyh karlikov, ili, vozmozhno, temnyh planet tipa Yupitera.

S drugoi storony, bol'shoe kolichestvo fizikov ubezhdeno v tom, chto nevidimoe veshestvo sostoit iz elementarnyh chastic (sm. tablicu 1). V techenie dolgih eksperimentov uchenye prishli k vyvodu, chto ih eksperimental'nye ustroistva mogut byt' nemnogo modificirovany, chtoby sdelat' vozmozhnym izuchat' nekotorye iz chastic temnogo veshestva. Slabo vzaimodeistvuyushie massivnye chasticy (WIMPs), chasticy temnoi materii dolzhny proletat' skvoz' detektor so skorost'yu 320 km/s. S kazhdym mgnoveniem milliony etih mel'chaishih pylinok, po nekotorym vychisleniyam, mogut proletat' cherez kazhdyi kvadratnyi santimetr kosmosa. Predpolagaetsya, chto, kogda intensivnyi potok WIMPs budet proletat' cherez kristall (germanii i silikon), odna iz chastic budet vremya ot vremeni udaryat' v yadro kristallicheskoi reshetki i reshetka nachnet vibrirovat' iz-za tolchkov, poskol'ku WIMPs, po raschetam, dolzhny imet' massu primerno takuyu zhe, kak atom. Nebol'shoe kolichestvo energii udarov budet peredano elektronam v kristalle, zastavlyaya ih peremeshat'sya. Kazhdyi kristall smontirovan so svincovoi batareei i effekt nablyudaetsya posredstvom pomesheniya v nego elektricheskogo polya i izmereniya potoka zaryada - metod, izvestnyi kak ionizacionnoe obnaruzhenie. Poskol'ku pochti vse WIMPs prosto proletyat skvoz' kristall, kak esli by ego ne bylo, to rezul'taty budut slabymi. Odin kristall vesom 900 g mozhet ispytat' ot 1 do 1000 vzaimodeistvii s WIMPs kazhdyi den', nezavisimo ot prirody WIMPs.

Aksion

Gipoteticheskaya chastica, ispol'zuemaya v fizike dlya resheniya nekotoryh problem, poyavlyayushihsya pri modelirovanii sil'nogo vzaimodeistviya - vzaimodeistviya, kotoroe uderzhivaet atomnye yadra ot raspada. Odin aksion mozhet byt' bolee chem v trillion raz legche elektrona, no v kazhdom kubicheskom santimetre ih mozhet byt' sto milliardov. WIMPs mogut annigilirovat' v temnom galo Mlechnogo Puti, ispuskaya gamma-luchi, antiprotony i pozitrony. Takuyu radiaciyu mozhno zafiksirovat', no pytat'sya vydelit' etot signal iz obshei kakofonii izluchenii nashei Galaktiki edva li proshe, chem obnaruzhit' WIMPs v laboratorii.

Neitrino - vozmozhnyi nositel' skrytoi massy

Neitrinnaya astrofizika izuchaet fizicheskie processy v kosmicheskih ob'ektah, proishodyashie s uchastiem neitrino. Problemy registracii kosmicheskih neitrino $\nu$ otnosyatsya k neitrinnoi astronomii.

Neitrino estestvennogo proishozhdeniya vo Vselennoi imeyut tri principial'no razlichayushihsya po svoei prirode istochnika. Na rannih stadiyah goryachei Vselennoi, v techenie priblizitel'no 1 sekundy posle nachala ee rasshireniya, neitrino nahodilis' v teplovom ravnovesii s veshestvom. Ot etoi epohi nam ostalsya sil'no ostyvshii s teh por gaz kosmologicheskih neitrino (reliktovye neitrino).

V obychnyh zvezdah tipa Solnca neitrino rozhdayutsya v yadernyh reakciyah, obespechivayushih nablyudaemuyu svetimost' zvezd. Pri vzryvah sverhnovyh zvezd i zvezdnyh gravitacionnyh kollapsah temperatura v centre zvezdy podnimaetsya nastol'ko, chto rozhdayutsya pozitrony i dazhe $\pi$ -mezony (piony) i myuony, kotorye obrazuyut neitrino v reakciyah

$e^- + e^+ \rightarrow \nu + \bar{\nu}\,,$

$\mu \rightarrow e + \nu + \bar{\nu}\,,$

$\pi^\pm \rightarrow \mu^\pm + \nu\,.$

Energii etih zvezdnyh neitrino nahodyatsya v osnovnom v diapazone ot dolei do neskol'kih desyatkov megaelektronvol't. Neitrino rozhdayutsya takzhe kosmicheskimi luchami. Uskorennye do vysokih energii protony ili bolee tyazhelye yadra, stalkivayas' s yadrami atomov ili s nizkoenergeticheskimi fotonami, proizvodyat $\pi$ - i K-mezony, v rezul'tate raspada kotoryh voznikayut kosmicheskie neitrino vysokih energii. Ih energeticheskii diapazon, dostupnyi registracii, prostiraetsya ot neskol'kih desyatkov gigaelektronvol't do, vozmozhno, 10¹⁵ - 10¹⁶ eV.

Korichnevye karliki - malomassivnye holodnye zvezdy

Dannye o massah komponentov dvoinyh zvezd neocenimy dlya ustanovleniya statisticheskoi zavisimosti mezhdu absolyutnoi bolometricheskoi velichinoi zvezdy i ee massoi - zavisimosti, kotoraya vytekaet iz sovremennoi teorii vnutrennego stroeniya zvezd i istochnikov energii zvezd. Eta zavisimost' sluzhit dlya opredeleniya mass odinochnyh zvezd po ih svetimostyam (inache, po ih absolyutnym bolometricheskim zvezdnym velichinam M_bol). Massa korichnevogo karlika ocenivaetsya kak 0,05 $M_{\odot}$ .

Neitronnye zvezdy

Neitronnye zvezdy - eto gidrostaticheski ravnovesnye zvezdy, veshestvo kotoryh sostoit v osnovnom iz neitronov. Sushestvovanie neitronnyh zvezd bylo predskazano v 30-h godah XX veka, vskore posle otkrytiya neitrona. Odnako tol'ko v 1967 godu oni byli obnaruzheny v vide impul'snyh istochnikov radioizlucheniya - pul'sarov. Zatem bylo ustanovleno, chto neitronnye zvezdy proyavlyayut sebya tak zhe, kak rentgenovskie pul'sary (1971 god) i vspyshechnye istochniki rentgenovskogo izlucheniya - barstery (1975 god). Ne isklyucheno, chto na odnoi iz stadii sushestvovaniya neitronnye zvezdy yavlyayutsya istochnikami gamma-vspleskov. K 1984 godu bylo otkryto okolo 400 neitronnyh zvezd, iz nih okolo 20 v vide rentgenovskih pul'sarov, okolo 40 v vide barsterov, a ostal'nye v vide obychnyh radiopul'sarov.

Chernaya dyra

Chernaya dyra - oblast' prostranstva, v kotoroi pole tyagoteniya nastol'ko sil'no, chto vtoraya kosmicheskaya skorost' (parabolicheskaya skorost') dlya nahodyashihsya v etoi oblasti tel dolzhna byla by prevyshat' skorost' sveta, to est' iz chernoi dyry nichto ne mozhet vyletet' - ni izluchenie, ni chasticy, ibo v prirode nichto ne mozhet dvigat'sya so skorost'yu, bol'shei skorosti sveta. Granicu oblasti, za kotoruyu ne vyhodit svet, nazyvayut gorizontom chernoi dyry. Dlya togo chtoby pole tyagoteniya smoglo "zaperet'" izluchenie, sozdayushaya eto pole massa dolzhna szhat'sya do ob'ema s radiusom, men'shim gravitacionnogo radiusa

$r_g = \frac{2GM}{c^2}\,.$

Gravitacionnyi radius chrezvychaino mal dazhe dlya bol'shih mass (naprimer, dlya Solnca, imeyushego massu 2 $\cdot 10^{33}$ g, $r_g$ = 3 km).

Pole tyagoteniya chernoi dyry opisyvaetsya teoriei tyagoteniya Einshteina. Soglasno etoi teorii, vblizi chernoi dyry geometricheskie svoistva prostranstva opisyvayutsya neevklidovoi (rimanovoi) geometriei, a vremya techet medlennee, chem vdali, vne sil'nogo polya tyagoteniya.

Po sovremennym predstavleniyam, massivnye zvezdy (s massoi v neskol'ko mass Solnca i bol'she), zakanchivaya svoyu evolyuciyu, mogut v konce koncov szhat'sya (skollapsirovat') i prevratit'sya v chernuyu dyru.

Osnovnye metody poiska "skrytoi massy"

Esli "skrytaya massa" sostoit iz kompaktnyh zvezdnyh ob'ektov (MACHOS, sm. tabl. 1), to oni mogut byt' obnaruzheny po effektu gravitacionnoi fokusirovki, to est' budut deistvovat' kak gravitacionnye linzy, otklonyaya i usilivaya svet dalekih zvezd ili galaktik.

Tablica 1. Vozmozhnye obladateli "skrytoi" massy

Barionnoe veshestvo. Makroskopicheskie ob'ekty	Nebarionnoe veshestvo. Elementarnye chasticy
Korichnevye karliki (Brown dwarfs)	Neitrino Aksion (axion)
Neitronnye zvezdy (Neutron stars)	Fotino
Chernye dyry (Black holes)	Bozony Higgsa
Planety tipa Yupitera	Vimpsy (WIMPs - Weakly Interactive Massive Particles) Strannye chasticy
MAHO (MACHOs - MAcroscopic Compact Halo Objects)	Neitralino (neutralino)

Gravitacionnaya linza

Gravitacionnaya fokusirovka - svoistvo gravitiruyushego ob'ekta otklonyat' prohodyashii mimo nego potok chastic ili izlucheniya, sobiraya potok (fokusiruya) i deistvuya napodobie opticheskoi ili elektromagnitnoi linzy.

Solnce, dvigayas' otnositel'no razrezhennogo mezhzvezdnogo gaza, fokusiruet svoim tyagoteniem potok gaza, sobiraya ego vdol' lucha, napravlennogo v storonu, protivopolozhnuyu dvizheniyu Solnca (ris. 1). Uplotnenie potoka gaza vdol' lucha fokusirovki neposredstvenno nablyudaetsya po ego izlucheniyu v linii geliya ( $\lambda$ = 584 nm) s pomosh'yu priborov, ustanovlennyh na kosmicheskih apparatah.

Pri prohozhdenii sveta vblizi gravitiruyushego tela ego traektoriya iskrivlyaetsya, svet prityagivaetsya k telu (ris. 2).

Ris. 2. Fokusirovka massivnym kosmicheskim telom C (Solncem ili zvezdoi) nabegayushego potoka chastic.

Dlya obychnyh tel ugol otkloneniya $\alpha$ mal ( $\alpha \gg 1$ ) i vyrazhaetsya formuloi

$\alpha(b)=\frac{4Gm}{bc^2}\,,$

gde $b$ - pricel'nyi parametr, $m$ - massa tyagoteyushego tela. Kak vidno iz ris. 3, luchi, vyshedshie iz svetyasheisya tochki I, ogibayut telo S i dostigayut nablyudatelya N. Esli istochnik sveta protyazhennyi, to nablyudatel' uvidit dva sil'no astigmatichnyh izobrazheniya ob'ekta. Telo S, kotoroe svoim tyagoteniem iskrivlyaet potok luchei, poluchilo nazvanie gravitacionnoi linzy. Esli gravitiruyushaya massa linzy S ne sosredotochena v centre ob'ekta, a raspredelena po nekotoromu ob'emu i luchi sveta mogut svobodno prohodit' cherez etu massu (takoi sluchai realizuetsya dlya bol'shei chasti ob'ema galaktik ili skopleniya galaktik), to traektorii luchei budut bolee slozhnymi. Kak pravilo, nablyudatel' smozhet uvidet' tri izobrazheniya svetyashegosya ob'ekta (tretii luch mozhet prohodit' cherez central'nuyu chast' gravitacionnoi linzy, pochti ne otklonyayas' ot svoego puti).

Ris. 3. Shematicheskoe izobrazhenie gravitacionnoi linzy. Massivnoe telo C, raspolozhennoe mezhdu istochnikom izlucheniya I i nablyudatelem N, iskrivlyaet luchi, i nablyudatel' vidit dva izobrazheniya A i V istochnika.

Uzhe obnaruzheno proyavlenie 3 - 5 gravitacionnyh linz. Naprimer, otkryta para kvazarov QSQ 0957+561 A, V, nahodyashihsya na uglovom rasstoyanii 5".7 drug ot druga, imeyushih identichnye spektry s krasnym smesheniem z = 1,41 i pochti odinakovuyu yarkost'. Gravitacionnoi linzoi v etom sluchae yavlyaetsya galaktika (ili skoplenie galaktik), nahodyashayasya na puti ot kvazara k Zemle i sozdayushaya ego dvoinoe izobrazhenie.

Gravitacionnaya fokusirovka sveta svoeobrazno proyavlyaetsya pri ego rasprostranenii v prostranstve, zapolnennom prozrachnoi tyagoteyushei materiei.

Tyagotenie materii, nahodyasheisya v konuse luchei, iskrivlyaet ih, kak shematicheski pokazano na ris. 4.

Ris. 4. Effekt uvelicheniya vidimyh uglovyh razmerov a istochnika izlucheniya I I s rostom kosmologicheskogo rasstoyaniya do nablyudatelya N.

Chem dal'she ob'ekt, tem bol'shaya massa soderzhitsya v konuse luchei, tem sil'nee otklonenie. Eto privodit k tomu, chto, nachinaya s nekotorogo rasstoyaniya vo Vselennoi, bolee dalekii ob'ekt imeet uzhe ne men'shie uglovye razmery, a bol'shie, chem takoi zhe ob'ekt, raspolozhennyi blizhe.

Programma EROS

Izvestno, chto krivye vrasheniya, nablyudaemye u spiral'nyh galaktik, pokazyvayut, chto u takih galaktik dolzhno byt' galo iz temnogo veshestva. Schitaetsya, chto massa galo dolzhna byt' v desyat' raz bol'she, chem massa vidimyh chastei galaktik. Priroda temnogo veshestva dopodlinno ne izvestna. Eto mogut byt' vzaimodeistvuyushie elementarnye chasticy ili temnye astronomicheskie ob'ekty tipa korichnevyh karlikov i chernyh dyr. Identifikaciya prirody galo okazala by sil'noe vliyanie na kosmologiyu i na teoriyu obrazovaniya galaktik.

Pachinskii predpolagal, chto temnye astronomicheskie ob'ekty v nashem Galo mogut byt' obnaruzheny pri nablyudeniyah bleska otdel'nyh zvezd v Bol'shom Magellanovom oblake (BMO). Vse delo v gravitacionnom otklonenii sveta: esli massivnyi ob'ekt galo proidet ryadom s luchom zreniya, napravlennym na zvezdu BMO, kolichestvo sveta, poluchaemogo nablyudatelem ot etoi zvezdy, uvelichitsya. Uvelichenie yavlyaetsya funkciei ot parametra udara, to est' minimal'nogo rasstoyaniya mezhdu luchom zreniya i massivnym deflektorom, pri kotorom otklonenie eshe ne proishodit. Vyrazhaya uvelichenie cherez normal'nyi parametr udara

$A(u={r_0}/{R_E})=\frac{u^{2} + 2}{u(u^{2} + 4)^{1/2}}\,,$

gde $R_E$ - "radius Einshteina" - funkciya massy deflektora $M$ , rasstoyaniya mezhdu nablyudatelem i deflektorom $D_d$ i rasstoyaniya mezhdu nablyudatelem i zvezdoi $D_s$ :

$R^{2}_{E}=\frac{4GM}{c^2}D_{d}\left(1-\frac{D_{d}}{D_{s}}\right)\,.$

Uvelichenie budet bol'she, chem na 0,3 zvezdnye velichiny, esli parametr udara budet men'she, chem radius Einshteina deflektora ( $u$ < 1).

Veroyatnost' takogo uvelicheniya dlya dannoi zvezdy v lyuboe zadannoe vremya ravna veroyatnosti togo, chto zvezda budet nahoditsya v kruge ploshad'yu $\pi R^{2}_{E}$ s centrom v lyubom deflektore mezhdu nami i zvezdoi. Poskol'ku $R^{2}_{E}$ proporcionalen masse deflektora, a kolichestvo deflektorov v galo obratno proporcional'no ih massam, to eta veroyatnost' zavisit tol'ko ot massy vsego temnogo veshestva, raspolozhennogo vdol' lucha zreniya, i ne zavisit ot mass individual'nyh deflektorov. Eta veroyatnost' okazyvaetsya po poryadku velichiny ravnoi skorosti vrasheniya galaktiki v kvadrate, delennoi na skorost' sveta, to est' primerno 10^{- 6}. Bolee tochnye vychisleniya dayut veroyatnost' primerno 0,5 $\cdot 10^{-6}$ dlya uvelicheniya bolee, chem na 0,3 zvezdnoi velichiny. Eto chislo bylo polucheno v predpolozhenii, chto sfericheskoe izotermicheskoe galo imeet massu 4 $\cdot 10^{11} M_{odot}$ i nahoditsya blizhe k centru Galaktiki, chem BMO. Eta massa opredelyaet krivuyu vrasheniya dlya nablyudaemoi skorosti vrasheniya Galaktiki 220 km/s.

Poskol'ku nablyudatel', zvezda i deflektor nahodyatsya v otnositel'nom dvizhenii, to dlitel'nost' uvelicheniya poryadka $R_{E}/V_{t}$ , gde $V_{t}$ - otnositel'naya poperechnaya skorost' deflektora. Pri linzirovanii zvezd v BMO ob'ektami nashego galo eta otnositel'naya skorost' priblizitel'no ravna 200 km/s i naibolee veroyatnoe vremya linzirovaniya primerno sostavlyaet

$\tau=70\sqrt{\frac{M}{M_{\odot}}}~\textrm{dnei}$

(kogda govoritsya "vremya linzirovaniya", imeetsya v vidu to vremya, v techenie kotorogo uvelichenie sostavlyaet bolee chem 0,3 zvezdnoi velichiny). Tak kak $\tau$ proporcional'no $\sqrt{M}$ , to kolichestvo sluchaev mikrolinzirovaniya, fiksiruemyh za vremya nablyudeniya, obratno proporcional'no $\sqrt{M}$ . I chtoby nablyudat' odin sluchai s harakternym vremenem $\tau$ , proizvedenie kolichestva nablyudaemyh zvezd i vremeni nablyudeniya dolzhno byt' poryadka 10⁶ $\tau$ .

Eto mozhet byt' dostignuto, esli galo sostoit iz nevidimyh ob'ektov s massoi bol'she ili poryadka 10^-7 massy Solnca, chto sootvetstvuet harakternomu vremeni ot neskol'kih mesyacev do neskol'kih chasov. Ob'ekty s takoi massoi vklyuchayut v sebya vodorodnye ob'ekty, kotorye slishkom legki, chtoby v nih poshla termoyadernaya reakciya ( $M < 0,07M_{\odot}$ ), no slishkom tyazhely, chtoby vodorod uletuchilsya iz nih v kosmos ( $M > 10^{-7}M_{\odot}$ ). Dlya vospriimchivosti k uvelicheniyu na 0,3 zvezdnoi velichiny pogreshnost' fotometricheskih izmerenii dolzhna byt' men'she 0,1 zvezdnoi velichiny. Peremennye sami po sebe zvezdy mogut byt' otseyany, esli trebovat', chtoby krivye bleska byli simmetrichnymi, ahromatichnymi i imeli edinstvennyi ekstremum (uvelichenie ne mozhet povtoryat'sya). Dve gruppy nachali provodit' raboty po polucheniyu trebuemoi chuvstvitel'nosti. Pervaya gruppa (eto, v sotrudnichestve, Livermor-Berkli-(centr astrofiziki chastic)-Maunt Stromlo-San Diego-Santa Barbara) nablyudala BMO v Maunt Stromlo, Avstraliya. Vtoraya gruppa nazyvalas' EROS (Experience de Recheche d'Objets Sombres) i nachinala v 1990 godu nablyudeniya BMO v observatorii ESO v La Sille, Chili.

EROS sostoit iz dvuh programm. Pervaya predusmatrivala poisk deflektorov s massoi ot 10^-4 $M_{\odot}$ do 10^-1 $M_{\odot}$ , sootvetstvuyushei korotkomu vremeni linzirovaniya v predelah ot 1 do 30 dnei. Ispol'zovalis' plastinki Shmidta s izobrazheniyami BMO; eto pozvolilo izuchit' priblizitel'no 10 millionov zvezd za period v neskol'ko let. (Primerno polovina etih zvezd yavlyayutsya dostatochno yarkimi, chtoby ih mozhno bylo nablyudat' dostatochno tochno dlya togo, chtoby zametit' izmenenie na 0,3 zvezdnoi velichiny.) Vtoraya programma predusmatrivala poisk deflektorov s massoi ot 10^-7M $_{\odot}$ do 10^-3M $_{\odot}$ , sootvetstvuyushei vremeni linzirovaniya ot 1 do 3 dnei. Dlya etogo ispol'zovalas' bol'shaya SSD-mozaika na special'no dlya etogo prednaznachennom teleskope, chtoby prosmatrivat' primerno 150 000 zvezd kazhdye 20 minut. Pervye polozhitel'nye rezul'taty dannoi programmy uzhe dostignuty.

Literatura


[1].	Martynov D.Ya. Obshaya astrofizika. M.: Nauka, 1974.
[2].	Shklovskii I.S. Zvezdy, ih rozhdenie, zhizn' i smert'. M.: Nauka, 1984.
[3].	Fizika kosmosa. Malen'kaya enciklopediya, 1986.

Mnenie chitatelya [1]

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce