1. Vvedenie

Astronomiya (ot grecheskogo astron – zvezda i nomos – zakon) – nauka o stroenii i razvitii kosmicheskih tel, obrazuemyh imi sistem i Vselennoi v celom. Astrofizika (bukval'no – fizika zvezd) – krupneishii razdel astronomii – nauka o fizicheskih yavleniyah vo Vselennoi. Ona izuchaet ne tol'ko zvezdy, no i mezhzvezdnuyu i mezhgalakticheskuyu sredy, a takzhe svoistva i vzaimodeistvie elementarnyh chastic, atomov, molekul, ot kotoryh sushestvenno zavisyat mnogie svoistva kosmicheskih ob'ektov, a takzhe i Vselennoi v celom.

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", "Gamma-astronomiya" i t. d. v zavisimosti ot togo, v kakoi chasti elektromagnitnogo spektra uchenye osushestvlyayut nablyudeniya nebesnyh ob'ektov (nachinaya ot samyh dlinnyh radiovoln i zakanchivaya samymi energichnymi fotonami, energiya kotoryh dostigaet velichiny 10¹⁶ eV, a takzhe takimi elementarnymi chasticami, kak neitrino).

Zadachi astrofiziki zaklyuchayutsya v issledovanii individual'nyh nebesnyh ob'ektov, takih, kak planety, zvezdy, pul'sary, kvazary, galaktiki, skopleniya galaktik i dr., a takzhe v izuchenii obshih fizicheskih principov dlya raznoobraznyh astrofizicheskih processov i v popytke ustanovit' obshie zakony razvitiya materii vo Vselennoi. Izvestny chetyre kanala polucheniya takoi informacii:

1. Elektromagnitnoe izluchenie: gamma-luchi, rentgenovskie luchi, ul'trafioletovoe, vidimoe, infrakrasnoe i radioizluchenie.

2. Kosmicheskie luchi, kotorye dostigayut okrestnosti Zemli i mogut vzaimodeistvovat' s ee atmosferoi. Pervichnye kosmicheskie luchi vklyuchayut 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 ih chast' obrazuetsya v rezul'tate vzaimodeistviya protonov i yader s mezhzvezdnym, mezhplanetnym veshestvom, a takzhe s atmosferami zvezd i planet.

3. Neitrino i antineitrino. Sushestvuet tri tipa neitrino, dva iz kotoryh svyazany s elektronami i μ-mezonami, a tretii tip – s τ-mezonami.

4. Gravitacionnye volny, kotorye voznikayut, v chastnosti, pri vzryvah massivnyh zvezd i mogut dat' informaciyu o dvizheniyah massivnyh nebesnyh tel. Gravitacionnye volny poka ne obnaruzheny eksperimental'no, odnako est' mnogo kosvennyh nablyudatel'nyh dannyh, kotorye podtverzhdayut ih sushestvovanie.

Vysshim dostizheniem sovremennoi astrofiziki yavilos' otkrytie nebesnyh ob'ektov s neobychnymi fizicheskimi svoistvami. Vo-pervyh, eto neitronnye zvezdy, kotorye predstavlyayut soboi ochen' kompaktnye ob'ekty razmerom vsego okolo 10 km. Magnitnoe pole takih zvezd dostigaet isklyuchitel'no vysokoi velichiny 10¹³ Gs, nedostizhimoi v zemnyh laboratornyh usloviyah. V takih moshnyh 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. Eto nauka o tom, kak voznikla i razvivalas' Vselennaya v celom, a takzhe nauka o krupnomasshtabnoi strukture Vselennoi.

Vsya obshirnaya informaciya o zvezdah, galaktikah i o Vselennoi v celom poluchena cherez dovol'no uzkoe "opticheskoe okno". Edinstvennym istochnikom informacii o nebesnyh telah yavlyayutsya razlichnogo roda izlucheniya, prihodyashie ot nih. Atmosfera Zemli dovol'no neprozrachna i do nashih glaz dohodit lish' nichtozhnaya dolya vseh izluchenii, sushestvuyushih v kosmose.

Ris. 1 illyustriruet prozrachnost' zemnoi atmosfery dlya elektromagnitnyh voln razlichnoi dliny. Pervoe okno prozrachnosti – opticheskoe – lezhit v osnovnom v oblasti vidimogo izlucheniya – ot ul'trafioletovogo do infrakrasnogo. Atmosfera Zemli sovershenno neprozrachna dlya izlucheniya, dlina volny kotorogo men'she 0,29 mkm ( 2,9 · 10^-5 sm). No v dalekih ul'trafioletovyh oblastyah spektra raspolozheny spektral'nye linii mnogih himicheskih elementov. Oni ne vidny glazom, i eto ogranichivaet svedeniya o himicheskom sostave nebesnyh tel. Drugoi krai opticheskogo okna prozrachnosti atmosfery raspolozhen v oblasti s dlinoi volny okolo 1 mkm (10^-4 sm). Infrakrasnye luchi s bol'shei dlinoi volny sil'no pogloshayutsya parami atmosfernoi vody.

Ris. 1. Shematicheskoe izobrazhenie prozrachnosti zemnoi atmosfery dlya vsego diapazona elektromagnitnyh izluchenii

Drugoe okno prozrachnosti, bolee shirokoe, chem opticheskoe, lezhit v radiodiapazone. Osnovnoe preimushestvo radioastronomicheskih nablyudenii sostoit v tom, chto bol'shaya dlina volny radioizlucheniya rezko ponizhaet trebovaniya k tochnosti izgotovleniya i sohraneniya poverhnosti otrazhayushego zerkala teleskopa. Nerovnosti poverhnosti dolzhny byt' malymi po sravneniyu s dlinoi volny izlucheniya. Poetomu radioteleskopy mozhno delat' iz metalla, a ne iz stekla. Radioteleskopy sobirayut elektromagnitnoe izluchenie s ploshadi, v sotni raz bol'shei, chem samyi bol'shoi opticheskii teleskop. Drugim preimushestvom radioastronomicheskih nablyudenii yavlyaetsya prozrachnost' dlya radiovoln atmosfery Zemli pri vseh tipah oblakov, tak chto nablyudeniya mozhno vesti v lyubuyu pogodu. Prozrachna dlya nih i mezhzvezdnaya pyl'. Nedostatkom radioastronomicheskih nablyudenii yavlyaetsya ih nizkaya razreshayushaya sposobnost' (to est' minimal'noe uglovoe rasstoyanie mezhdu dvumya ob'ektami, kotorye teleskop mozhet fiksirovat' razdel'no), a takzhe slozhnosti v izuchenii tonkoi struktury nebesnyh ob'ektov.

Vydayushimsya dostizheniem radioastronomii stalo obnaruzhenie radiomayakov Vselennoi – neitronnyh zvezd, a takzhe radiogalaktik, kotorye predstavlyayut soboi kak by gigantskie rezervuary elektronov, dvizhushihsya v magnitnyh polyah so skorostyami, blizkimi k skorosti sveta, i sozdayushih tak nazyvaemoe sinhrotronnoe izluchenie.

Otkrytie neitronnyh zvezd stalo sensaciei. Regulyarnye nablyudeniya mezhzvezdnyh mercanii, to est' bystryh izmenenii intensivnosti izlucheniya kosmicheskih radioistochnikov, nachatye v 1967 godu v Kembridzhe (Angliya) na radioteleskope s neobychaino vysokoi chuvstvitel'nost'yu, zaregistrirovali strogo periodicheskie signaly, idushie ot kakogo-to neizvestnogo radioistochnika. Detal'nyi analiz pokazal, chto etot istochnik dolzhen nahodit'sya daleko za predelami Solnechnoi sistemy, a korotkaya dlitel'nost' impul'sov sluzhila yavnym dokazatel'stvom togo, chto istochnik chrezvychaino mal. Vskore udalos' ocenit' ego razmery – oni ne prevyshali razmerov nashei planety.

V rezul'tate sistematicheskih poiskov vskore byli obnaruzheny eshe tri takih kosmicheskih radioistochnika, kotorye poluchili nazvanie pul'sarov. Eto podtverdilo tochku zreniya, chto pul'sary – estestvennoe yavlenie prirody. Edinstvennymi kandidatami v pul'sary v svyazi s ih malymi fizicheskim razmerami byli belye karliki ili neitronnye zvezdy. Tak, naprimer, okazalos', chto period ih pul'sacii horosho sovpadaet s periodom vrasheniya neitronnoi zvezdy.

God spustya radioobservatoriyami vsego mira bylo polucheno mnogo novyh rezul'tatov. No samym blestyashim uspehom radioastronomii yavilos' otkrytie v 1965 godu elektromagnitnogo izlucheniya, prihodyashego ravnomerno so vseh storon. Eto izluchenie, kotoroe po predlozheniyu sovetskogo astrofizika I.S. Shklovskogo teper' nazyvaetsya reliktovym, to est' ostatochnym, yavlyaetsya sledstviem goryachego i plotnogo sostoyaniya Vselennoi v dalekom proshlom. Issledovanie reliktovogo izlucheniya podtverdilo nashi predstavleniya o Vselennoi, a takzhe dalo vazhnye svedeniya o samyh rannih stadiyah evolyucii kosmicheskih tel (podrobnee sm. stat'i A.N. Vasil'eva "Evolyuciya Vselennoi" i M.V. Sazhina "Kosmologiya rannei Vselennoi" v etom tome).

2. 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 2·10⁴⁴ g, to est' okolo 10¹¹ M_ʘ , a polnaya izluchaemaya zvezdami energiya (svetimost') – pochti 3·10⁴³ erg/s (M_ʘ – massa Solnca).

Galaktiki, kak i zvezdy, obrazovyvayut gruppy i skopleniya razlichnoi chislennosti. Odnako lish' sravnitel'no malaya dolya zvezd vhodit v sostav rasseyannyh skoplenii, sharovyh skoplenii ili zvezdnyh associacii, a podavlyayushaya massa yavlyaetsya prosto zvezdami obshego polya Galaktiki. Bol'shinstvo galaktik 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 iz bolee chem 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, na kotoruyu proektiruetsya sozvezdie Devy. Skopleniya, kak pravilo, naschityvayut sotni i dazhe tysyachi chlenov. Odno iz samyh bol'shih skoplenii v sozvezdii Volosy Veroniki soderzhit okolo desyati tysyach galaktik. Ono imeet pochti sfericheskuyu formu i ego radius sostavlyaet primerno 4 megaparsek (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.

Nablyudeniya na bol'shih instrumentah pokazali, chto skopleniya i gruppy skoplenii, v svoyu ochered', raspredeleny daleko ne sluchainym obrazom. Tak, Mestnaya sistema, 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.

V poslednie gody obnaruzheno, chto 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 Volosy Veroniki, 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 gravitacionnym polem skopleniya. Massa takogo gaza v ryade skoplenii sravnima s summarnoi massoi galaktik.

Obnaruzhena zamechatel'naya osobennost' skoplenii galaktik: 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'

Esli razmer skopleniya R i dispersiya skorostei galaktik V izvestny, to po formule (2) mozhno ocenit' tak nazyvaemuyu virial'nuyu massu skopleniya:

Ris. 2. K ob'yasneniyu ponyatiya "virial'naya massa skopleniya"

Drugoi sposob opredeleniya massy sostoit v tom, chto polnuyu nablyudaemuyu svetimost' skopleniya umnozhayut na nekotoroe chislo, prinimaemoe za standartnoe dlya otnosheniya massa/svetimost' galaktiki, naidennoe nezavisimo dlya otdel'nyh galaktik. Eto poslednee otnoshenie razlichno dlya galaktik raznyh 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'. Okazyvaetsya, summarnaya massa galaktik skopleniya pochti vsegda men'she virial'noi massy skopleniya: M_L > M_VT .

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

Virial'nyi paradoks ischezaet, esli skopleniya ne yavlyayutsya stacionarnymi sistemami, togda k nim nel'zya primenyat' virial'nuyu teoremu. Odnako esli oni vse zhe stacionarny, to dlya ego razresheniya sleduet predpolozhit' nalichie v skopleniyah znachitel'nyh mass temnogo, ne svetyashegosya veshestva (skrytoi massy) pomimo veshestva samih galaktik, prichem eta skrytaya massa dolzhna byt' v 3-10 raz bol'she obshei massy galaktik v skopleniyah. V pol'zu vtoroi vozmozhnosti imeetsya ryad ser'eznyh argumentov.

Ierarhiya kosmicheskih struktur obryvaetsya na skopleniyah i sverhskopleniyah. V razlichnyh oblastyah Metagalaktiki, imeyushih razmer 100-300 Mpk i bolee i soderzhashih mnogo galaktik i skoplenii, srednyaya plotnost' vidimogo veshestva galaktik okazyvaetsya odinakovoi, gde by ne nahodilis' eti oblasti. Eta plotnost' sostavlyaet ρ ≈ 3 · 10^-31 g/sm³ . S uchetom skrytyh mass eta velichina vozrastaet primerno vtroe.

Tot fakt, chto srednyaya plotnost' v razlichnyh oblastyah prostranstva odinakova, oznachaet odnorodnost' Metagalaktiki, esli rassmatrivat' ee v bol'shom masshtabe, prevoshodyashem razmer yacheiki neodnorodnosti (100-300 Mpk). Eto odno iz fundamental'nyh svoistv okruzhayushei nas Vselennoi, razmery kotoroi dostigayut pochti 1500 Mpk.

Drugim fundamental'nym svoistvom Vselennoi 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 V.M. Slaiferom v observatorii Lovella (SShA). On nashel, chto odna iz galaktik v sozvezdii Andromedy priblizhaetsya k Zemle so skorost'yu okolo 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 ne priblizhayutsya, a udalyayutsya s otnositel'no bol'shimi skorostyami. K 1914 godu Slaifer izmeril spektry 13 galaktik; vse oni, za isklyucheniem dvuh, udalyalis' so skorostyami okolo 300 km/s.

Znachenie rezul'tatov Slaifera proyasnilos' v dal'neishem blagodarya vazhnomu otkrytiyu E.P. Habbla (SShA), 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 V proporcional'ny rasstoyaniyam R do nih: V=HR. Koefficient proporcional'nosti H, nazvannyi faktorom (ili postoyannoi) Habbla, izmeren s ne ochen' vysokoi tochnost'yu: H=50-100 (km/s)/Mpk. Naibolee veroyatnym schitaetsya znachenie H=75 (km/s)/Mpk.

Velichinu, obratnuyu postoyannoi Habbla, mozhno rassmatrivat' kak vozrast nashei Metagalaktiki: T=H ^-1=2·10¹⁰ let. Velichina H ne zavisit ot napravleniya, a eto oznachaet, chto Metagalaktika ne tol'ko odnorodna, no i izotropna.

Dannye o raspredelenii i dvizhenii galaktik do nedavnego vremeni byli edinstvennym istochnikom svedenii o Metagalaktike. V 1965 godu bylo otkryto elektromagnitnoe izluchenie, odnorodno zapolnyayushee Metagalaktiku i prihodyashee ravnomerno so vseh storon. Izmereniya intensivnosti etogo izlucheniya v diapazone dlin voln ot 0,3 do 20 sm pokazali, chto ono ravnovesno, to est' imeet plankovskii spektr s temperaturoi T=2,7 K. V ukazannoi 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. Budet li nasha Metagalaktika rasshiryat'sya neogranichenno ili ee rasshirenie smenitsya szhatiem? 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 – rasshirenie smenitsya szhatiem iz-za deistviya sil gravitacii. Sushestvuet kriticheskoe znachenie plotnosti veshestva ρ_krit , otdelyayushee odin sluchai ot drugogo. Izvestno, chto vtoraya kosmicheskaya skorost' dlya shara s massoi M zapisyvaetsya sleduyushim obrazom:

3. Priroda skrytoi massy

Galaktiki v skopleniyah dvigayutsya 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 uderzhivayut eti galaktiki i zvezdy v ravnovesii. Poskol'ku vse tela – 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 slabo svetyashihsya korichnevyh karlikov ili, vozmozhno, temnyh planet tipa Yupitera (sm. tabl. 1).

Odnako bol'shinstvo fizikov ubezhdeno v tom, chto nevidimoe veshestvo sostoit iz elementarnyh chastic. V processe mnogochislennyh eksperimentov uchenye tak modificirovali svoi eksperimental'nye ustroistva, chtoby sdelat' vozmozhnym izuchenie nekotoryh iz chastic temnogo veshestva. Slabo vzaimodeistvuyushie massivnye (CVM) chasticy, ili vimpsy (WIMPs – Weakly Interacting Massive Particles), dolzhny proletat' skvoz' detektor so skorost'yu 320 km/s. Po nekotorym ocenkam, kazhdoe mgnovenie milliony etih mel'chaishih pylinok mogut proletat' cherez kazhdyi kvadratnyi santimetr kosmosa. Predpolagaetsya, chto, kogda intensivnyi potok SVM-chastic 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 eti chasticy, po raschetam, dolzhny imet' massu primerno takuyu zhe, kak atom. Nebol'shaya chast' energii etih udarov budet peredana elektronam v kristalle, zastavlyaya ih peremeshat'sya. Kazhdyi kristall soedinen so svincovoi batareei; effekt nablyudaetsya v rezul'tate pomesheniya v elektricheskoe pole takoi sistemy kristall–batareya i izmereniya potoka zaryadov – metod, izvestnyi kak ionizacionnoe obnaruzhenie. Poskol'ku pochti vse SVM-chasticy prosto proletyat skvoz' kristall, kak esli by ego ne bylo, to rezul'tiruyushii zaryad budet slabym. Odin kristall massoi 900 g mozhet ispytat' ot 1 do 1000 vzaimodeistvii s vimpsami kazhdyi den' nezavisimo ot ih prirody.

Aksion. Aksion – eto gipoteticheskaya chastica, ispol'zuemaya v fizike dlya resheniya nekotoryh problem, voznikayushih 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' 100 milliardov. Aksiony-vimpsy mogut annigilirovat' v temnom galo Mlechnogo Puti, ispuskaya gamma-luchi, antiprotony i pozitrony. Takuyu radiaciyu mozhno zafiksirovat', no pytat'sya vydelit' etot signal na fone izlucheniya nashei Galaktiki edva li proshe, chem obnaruzhit' SVM-chasticy v laboratorii.

Neitrino – vozmozhnyi nositel' skrytoi massy. Neitrinnaya astrofizika izuchaet fizicheskie processy v kosmicheskih ob'ektah, proishodyashie s uchastiem neitrino. Problemy registracii kosmicheskih neitrino ν 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 s 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 v zvezdnyh gravitacionnyh kollapsah temperatura v centre zvezdy podnimaetsya nastol'ko, chto rozhdayutsya pozitrony i dazhe π-mezony (piony) i myuony (μ), kotorye obrazuyut neitrino v reakciyah:

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 0,5 M_ʘ. V nedrah takih zvezd nikogda ne zagorayutsya termoyadernye reakcii.

Neitronnye zvezdy. Neitronnye zvezdy predstavlyayut soboi gidrostaticheski ravnovesnye zvezdy, veshestvo kotoryh sostoit v osnovnom iz neitronov. Sushestvovanie neitronnyh zvezd bylo predskazano v 30-h godah nashego veka, vskore posle otkrytiya neitrona. Odnako tol'ko v 1967 godu oni byli obnaruzheny v vide impul'snyh istochnikov radioizlucheniya – pul'sarov. Zatem (1971) bylo ustanovleno, chto neitronnye zvezdy proyavlyayut sebya takzhe kak rentgenovskie pul'sary i vspyhivayushie istochniki rentgenovskogo izlucheniya – barstery (1975). Vozmozhno, na odnoi iz svoih stadii sushestvovaniya neitronnye zvezdy yavlyayutsya istochnikami gamma-vspleskov. K 1996 godu uzhe otkryto bolee 700 neitronnyh zvezd, iz nih okolo 100 v vide rentgenovskih pul'sarov, bolee 50 v vide barsterov, a ostal'nye v vide obychnyh radiopul'sarov.

Chernaya dyra. Chernaya dyra – eto oblast' prostranstva-vremeni, 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 =GM/c² . Gravitacionnyi radius chrezvychaino mal dazhe dlya bol'shih mass (naprimer, dlya Solnca, imeyushego massu 2·10³³ g, r_g = 3 km, dlya Zemli eto znachenie eshe men'she – okolo 9 mm).

Pole tyagoteniya chernoi dyry opisyvaetsya teoriei tyagoteniya Einshteina. Soglasno etoi teorii, vblizi chernoi dyry geometricheskie svoistva prostranstva-vremeni 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 (kollapsirovat') i prevratit'sya v chernuyu dyru (podrobnee ob etih ob'ektah smotri stat'i D.A. Kirzhnica "Goryachie chernye dyry" i A.M. Cherepashuka "Chernye dyry v dvoinyh zvezdnyh sistemah" v etom tome).

4. Osnovnye metody poiska "ckrytoi massy"

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

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

Ris. 3. Fokusirovka massivnym kosmicheskim telom C (Solncem ili zvezdoi) nabegayushego potoka chastic

Solnce, dvigayas' otnositel'no razrezhennogo mezhzvezdnogo gaza, fokusiruet svoim tyagoteniem potok gaza, sobiraya ego vdol' lucha, napravlennogo v storonu, protivopolozhnuyu dvizheniyu Solnca (ris. 3). Uplotnenie potoka gaza vdol' lucha fokusirovki neposredstvenno nablyudaetsya po ego izlucheniyu v linii geliya ( λ=584 Å) s pomosh'yu priborov, ustanovlennyh na kosmicheskih apparatah.

Pri prohozhdenii sveta vblizi gravitiruyushego tela ego traektoriya iskrivlyaetsya, svet prityagivaetsya k telu (ris. 4). Dlya obychnyh tel ugol otkloneniya α mal ( α≪1) i vyrazhaetsya formuloi α (b) = 4Gm/(bc² ), gde b – pricel'nyi parametr, m – massa tyagoteyushego tela.

Ris. 4. Shematicheskoe izobrazhenie gravitacionnoi linzy. Massivnoe telo S, raspolozhennoe mezhdu istochnikom izlucheniya I i nablyudatelem N, iskrivlyaet luchi, i nablyudatel' vidit dva izobrazheniya istochnika A i V

Kak vidno iz ris. 4, 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 A i V. 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).

Uzhe obnaruzheno proyavlenie 3-5 gravitacionnyh linz. Naprimer, otkryta para kvazarov QSO 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 rasprostranenii sveta v prostranstve, zapolnennom prozrachnoi tyagoteyushei materiei. Tyagotenie materii, nahodyasheisya v konuse luchei, iskrivlyaet ih, kak shematicheski pokazano na ris. 5. 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 (podrobnee o gravitacionnyh linzah smotri v stat'yah L.M. Eruhimova "Kosmicheskie linzy i ih rol' v issledovanii Vselennoi" i A.M. Cherepashuka "Gravitacionnoe mikrolinzirovanie i problema skrytoi massy" v etom tome).

Ris. 5. Effekt uvelicheniya vidimyh uglovyh razmerov α istochnika izlucheniya I s rostom kosmologicheskogo rasstoyaniya do nablyudatelya N

Programma EROS. Krivaya vrasheniya, nablyudaemye u spiral'nyh galaktik, svidetel'stvuyut, chto galo u takih galaktik dolzhno sostoyat' iz temnogo veshestva. Schitaetsya, chto massa galo dolzhna byt' v desyat' raz bol'she, chem massa vidimyh chastei galaktik. Priroda temnogo veshestva poka neizvestna. Eto mogut byt' vzaimodeistvuyushie elementarnye chasticy ili temnye astronomicheskie ob'ekty tipa korichnevyh karlikov i chernyh dyr. Raskrytie prirody galo okazalo by sil'noe vliyanie na kosmologiyu i na teoriyu obrazovaniya galaktik.

Pol'skii astronom B. Pachinskii predpolozhil, chto temnye astronomicheskie ob'ekty v galo nashei Galaktiki mogut byt' obnaruzheny pri nablyudeniyah bleska otdel'nyh zvezd v Bol'shom Magellanovom Oblake (BMO) blagodarya gravitacionnomu otkloneniyu sveta: esli massivnyi ob'ekt galo proidet ryadom s luchom zreniya, napravlennym na zvezdu BMO, kolichestvo sveta, poluchaemogo nablyudatelem ot etoi zvezdy, uvelichitsya. Uvelichenie kolichestva sveta yavlyaetsya funkciei ot pricel'nogo parametra, to est' minimal'nogo rasstoyaniya mezhdu luchom zreniya i massivnym deflektorom. Vvedya ponyatie "radiusa Einshteina", R_E ,

Veroyatnost' takogo uvelicheniya bleska dlya dannoi zvezdy v lyuboe zadannoe vremya ravna veroyatnosti togo, chto zvezda budet nahodit'sya v kruge ploshad'yu π R_E² s centrom v lyubom deflektore mezhdu nami i zvezdoi. Poskol'ku, R_E² proporcional'no 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. 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 · 10^-6 dlya uvelicheniya bleska bolee chem na 0,3 zvezdnoi velichiny. Eto znachenie bylo polucheno v predpolozhenii, chto sfericheskoe izotermicheskoe galo imeet massu 4·10¹¹ M_ʘ 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 dvizhutsya otnositel'no drug druga, dlitel'nost' uvelicheniya bleska sostavit primerno t~R_E / V_t , gde V_t – otnositel'naya poperechnaya skorost' deflektora. Pri linzirovanii zvezd v BMO ob'ektami galo Galaktiki eta otnositel'naya skorost' priblizitel'no ravna 200 km/s i naibolee veroyatnoe vremya linzirovaniya sostavlyaet t~ 70 (M / M_ʘ) ^1/2 dnei (govorya "vremya linzirovaniya", my imeem v vidu to vremya, v techenie kotorogo uvelichenie bleska sostavlyaet bolee chem 0,3 zvezdnoi velichiny). Tak kak t proporcional'no M ^1/2 , to kolichestvo sluchaev mikrolinzirovaniya, fiksiruemyh za vremya nablyudeniya, budet obratno proporcional'no M ^1/2. I chtoby nablyudat' odin sluchai s harakternym vremenem t, proizvedenie kolichestva nablyudaemyh zvezd i vremeni nablyudeniya dolzhno byt' poryadka 10⁶ .

Eto mozhet byt' dostignuto, esli galo sostoit iz nevidimyh ob'ektov s massoi poryadka 10^-7M_ʘ , 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 < 0,07 M_ʘ ), no slishkom tyazhely, chtoby vodorod uletuchilsya iz nih v kosmos ( M > 0,07 M_ʘ ). Chtoby zaregistrirovat' uvelichenie bleska na 0,3 zvezdnoi velichiny, pogreshnost' fotometricheskih izmerenii dolzhna byt' ne bol'she 0,1 zvezdnoi velichiny. Fizicheskie peremennye zvezdy mogut byt' otseyany, esli potrebovat', chtoby krivye bleska byli simmetrichnymi, ahromatichnymi i imeli edinstvennyi ekstremum (uvelichenie ne mozhet povtoryat'sya).

Dve gruppy nachali poisk effektov gravitacionnogo mikrolinzirovaniya. Pervaya gruppa (Livermor-Berkli (centr astrofiziki chastic)-Maunt Stromlo-San Diego-Santa Barbara) nablyudala BMO v Maunt Stromlo, Avstraliya. Vtoraya gruppa (ona nazyvalas' EROS – Experience de Recherche d'Objets Sombres) nachala svoi nablyudeniya BMO v 1990 godu v observatorii ESO v La Sille (Chili). EROS sostoit iz dvuh programm. Pervaya predusmatrivaet poisk deflektorov s massoi ot 10^-4M_ʘ do 10^-1M_ʘ , sootvetstvuyushei korotkomu vremeni linzirovaniya v predelah ot 1 do 30 dnei. Ispol'zovalis' plastinki Shmidta s izobrazheniyami BMO; eto pozvolilo izuchit' priblizitel'no 10 mln zvezd za period v neskol'ko let (primerno polovina etih zvezd dostatochno yarkie, chtoby zametit' izmenenie na 0,3 zvezdnoi velichiny). Vtoraya programma predusmatrivaet poisk deflektorov s massoi ot 10^-7M_ʘ do 10^-3M_ʘ , sootvetstvuyushee vremya linzirovaniya ot 1 do 3 dnei. Special'no skonstruirovannaya apparatura pozvolyaet odnovremenno prosmatrivat' primerno 150 000 zvezd kazhdye 20 minut. Pervye polozhitel'nye rezul'taty dannoi programmy uzhe dostignuty.

Literatura

1. Martynov D.Ya. Kurs obshei astrofiziki. M.: Nauka, 1974.
2. Shklovskii I.S. Zvezdy, ih rozhdenie, zhizn' i smert'. M.: Nauka, 1984.
3. Fizika kosmosa . Malen'kaya enciklopediya. M.: Sov. enciklopediya, 1986.