С помощью 300-м радиотелескопа Аресибо и обновленного телескопа Грин Бэнк на волне 20 см были исследованы 19 шаровых скоплений. В них были открыты еще 7 новых миллисекундных радиопульсаров. 2 из низ одиночные, 5 - входят в тесные двойные системы. Три двойные системы из пяти обладают эксцентричными орбитами, а одна из них скорее всего содержит релятивистский компаньон (белый карлик или нейтронную звезду). Работа продолжается.

Дается подробный обзор возможной связи между вспышками образования и АЯГ. После исторического введения автор подробно разбирает корреляцию между массой черной дыры и массой балджа, обнаруженную на очень большом наблюдательном материале. Автор полагает, что свермассивные черные дыры могли образоваться в результате слияния компактных объектов (нейтронных звезд и черных дыр), образовавшихся вскоре после мощной вспышки звездообразования. Затем обсуждается возможность образования активных ядер (квазаров) на очень больших красных смещениях.

Короткая заметка, в которой авторы рассказывают о своей работе по изучению химической эволюции галактик и связанных с этим вопросах. Будучи написанной очень ясным языком, заметка может быть интересна как некоторое введение (на конкретном примере) в данную область. Однако, в связи с краткостью текста необходимо знание основ звездной астрофизики и физики галактик.

Авторы утверждают, что доменные стенки, возникавшие при фазовых переходах вакуума на самых ранних стадиях эволюции Вселенной, обладают ферромагнитными свойствами. Тогда эти стенки могли породить первичные затравочные магнитные поля, важные для дальнейших процессов эволюции.

По крайней мере у 5 гамма-всплесков были зарегистрированы рентгеновские линии излучения, причем во всех этих случаях они имели сходные характеристики: светимость в линиях составляла L~10⁴⁴ эрг/с, эквивалентная ширина ~1 кэВ, это были линии железа (судя по частоте) и, наконец, все они наблюдались примерно через 10 часов после гамма-всплеска. Линии могут излучаться в неподвижном веществе перед фронтом ударной волны гамма-всплеска или веществом за ее фронтом. В обоих случаях светимость в линиях позволяет ограничить полную светимость гамма-всплеска и, таким образом, ответить на вопрос о направленности или изотропии его выброса. (В данной работе такие оценки не сделаны, из-за нехватки данных, но показано каким путем надо идти.)

Эта статья основана на анализе рентгеновских наблюдений близкой спиральной галактики NGC 1313 cо спутника XMM-Newton. В этой галактике наблюдаются два сверхизлучающих рентгеновских источника со светимостями (при изотропном излучении) L_X = 2.0^.10⁴⁰ эрг/с и L_X = 6.6^.10³⁹ эрг/с для источников NGC 1313 X-1 и X-2 в диапазоне 0.2-10 кэВ, соответственно (для расчета светимости расстояние до галактики считалось равным 3.7 Мпк). Спектр излучения этих источников существенно более мягкий (kT=150 эВ), чем у других кандидатов в черные дыры (где типичная температура kT=1 кэВ). Так как излучение в таких объектах идет от аккреционного диска, то полагая, что его внутренний край близок к последней устойчивой орбите (т.е. находится на расстоянии 3R_g от центра черной дыры), мы получаем спектроскопическую оценку массы объекта: M_BH=100M_o. В этом случае указанные выше значения светимостей оказываются близки к Эддингтоновским, что служит еще одним подтверждением такой оценки массы.

Что такое сверхизлучающие источники - до конца не ясно (первое, что надо понять: изотропно излучение или же коллимировано) . Поэтому любая новая информация о них представляет интерес. Так в сверхизлучающем источнике ULX M51 X-7 в галактике M51, рентгеновская светимость которого меняется в пределах L_X=10³⁹-10⁴¹ эрг/с, по наблюдениям c Chandra был найден период 2.1 часа. Авторы предполагают, что этот объект является маломассивной двойной системой, состоящей из нормальной звезды массой 0.2-0.3 M_o и компактного объекта (нейтронной звезды или черной дыры), а 2.1 часа - ее орбитальный период.

Еще один сверхизлучающий источник, ULX NGC 3031 X-11, в галактике M81 отождествлен в оптике (о важности подобной информации смотри здесь). Светимость этого источника в рентгене составляет L_X~2^.10³⁹ эрг/с, а в оптике на его месте мы видим массивную молодую звезду класса O8V. Вторым компонентом этой системы, по-видимому, является черная дыра с массой приблизительно равной 18 M_o.

Одиночным нейтронным звездам может быть присуща прецессия. Связано это с напряжениями в коре и ядре нейтронной звезды, которые приводят к несферичности звезды (причем, разумеется, объект должен вращаться не вокруг своей главной оси). Сейчас есть два кандидата (радиопульсары), у которых возможно видят этот эффект.

Наблюдения прецессии могут дать важную информацию о физике нейтронных звезд. Например, можно определить зависимость между темпом замедления пульсара и углом между магнитной осью и осью вращения. Если прецессирует быстровращающаяся нейтронная звезда, то мы можем рассчитывать на регистрацию гравитационных волн.

В статье (которая по сути представляет собой миниобзор) дается введение, поясняющее что такое свободная прецессия, а также как выглядит прецессия при действии замедляющей силы. И, конечно же, обсуждаются прецессирующие нейтронные звезды.

Нарушение симметрии при фазовых перехода - очень типичная ситуация. Она встречается и в космологии, и в "обычной" физике. Если в одной области вещество начинает переходить в "левое" состояние, а в другой, причинно не связанной с первой, - в "правое", то на границе этих областей возникает тонкий слой вещества, которое не может упасть ни "влево", ни "вправо". В космологии такая структура называется доменной стенкой. А еще возможны "струны" и "монополи". Все эти эффекты имеют свои аналоги в физике твердого тела и могут быть воспроизведены в лаборатории. В общем эта статья подойдет тем, кто знает физику твердого тела, но не знает космологии, или, наоборот, космологам, которые ищут примеры их других разделов физики. Однако в статье достаточно трудная математика.

Теория говорит нам, что холодные нейтронные звезды могут иметь массы от 0.1 массы солнца до 2-3 солнечных масс. Наблюдения свидетельствуют о том, что может существовать резкий пик на массе 1.35 масс солнца. Маломассивную нейтронную звезду очень трудно сделать, т.к. для очень горячего объекта минимальная масса оказывается выше. И потому обычные способы образования нейтронных звезд вряд ли дают объекты с массой меньше солнечной. А жаль! Т.к. это было бы по своему очень интересно. По-крайней мере так считают авторы статьи. Дело в том, что плотность в недрах обычных нейтронных звезд превосходит ядерную в несколько раз. Значит, измерив массу и радиус такой нейтронной звезды, мы получим важную информацию о поведении вещества при таких плотностях (уравнение состояния). Но как быть с меньшей плотностью? Нейтронные звезды тут (пока?) не помогут. Здесь, пишут авторы, на помощь приходят лабораторные измерения. Измерения радиуса нейтрона в ядре свинца дают информацию о поведении вещества при плотностях, соответствующих недрам нейтронных звезд с массами около 0.5 масс солнца. Т.о. лабораторные и астрофизические данные могут дополнять друг друга. Уравнение состояния-то в природе должно быть одно! Чтобы его выбрать нужно брать и данные по относительно массивным нейтронным звездам, и данные по свинцу.

Поток открытий, которые выдает рентгеновская обсерватория Chandra с помощью своего телескопа с высоким угловым разрешением, стал уже обыденным. Но все равно от изображений космических объектов в рентгеновских лучах невозможно оторвать глаз. На этот раз наблюдалась эллиптическая галактика NGC 720. В ней обнаружено 42 ранее неизвестных точечных рентгеновских источника, включая источник вблизи ее центра. Большая часть этих источников - маломассивные рентгеновские двойные. 12 из 42 расположены на расстоянии 2" от кандидатов в шаровые скопления в NGC 720. Галактика эллиптическая, а рентгеновские источники в ней похоже образуют дуги. Если вам интересно - дальше читайте статью.

Может ли серьезная научная программа родиться в кафетерии? Да, если там подают хороший кофе, а пьют его серьезные люди. А может ли она пробиться в свет без проблем? Нет. В заметке описан один из эпизодов новейшей истории астрономии его непосредственным участником. Причем очень живым языком.

Пульсары испускают сильно поляризованное радиоизлучение. Проходя через межзвездную плазму с магнитным полем плоскость поляризации такого излучения поворачивается. И это один из самых мощных на сегодняшний день инструментов, позволяющих нам исследовать магнитное поле нашей Галактики. Как выглядит структура магнитного поля Галактики в ее плоскости вблизи от Солнца показано на рисунке, который взят из этой статьи. Точки, кружки и квадраты - пульсары по которым строилась эта картина.

То, что пролет некоторых метеоров или болидов на достаточной высоте над Землей сопровождается шипящими звуками на поверхности Земли, известно уже более 300 лет. Но до сих пор полного объяснения этот эффект (называемый электрофонным) не получил. Считается, что плазменный шар, окружающий метеор, излучает радиоволны, которые, достигая поверхности Земли одновременно со светом, создают достаточно сильное переменное электрическое поле. Именно оно и порождает звук. Но достаточно серьезной теории этого процесса нет, а крайняя редкость "звучащих метеоров" не позволяет их полноценно экспериментально исследовать. Проект Global Electrophonic Fireball Survey (Глобальный поиск метеоров с электрофонным эффектом) предназначен для сбора свидетельств очевидцев. В статье обсуждается ряд проблем (статистика, систематические ошибки и т.д.), возникающих при подобном исследовании.

Доказать, что мы видим именно черную дыру очень и очень непросто. Особенно в тесной двойной системе, где основная доля излучения приходит от аккреционного диска. Самые разные авторы в течение долгого времени пытаются найти свойства, по которым можно было бы с уверенностью сказать видим ли мы аккрецирующую черную дыру, или это все-таки нейтронная звезда.

Если иметь ввиду очень высокий уровень достоверности, то сделать это невозможно. По той простой причине, что в своих поисках авторы изначально полагают, что такие-то источники являются черными дырами, а такие-то нейтронными звездами. А после ищут закономерности, которые потом прилагают к новым источникам. С другой стороны ясно, что свойства должны быть различными, так что вся эта наука ненапрасна. В данной статье авторы рассматривают эволюцию спектров объектов. Отмечу, что в статье вообще нет формул (точнее нет выделенных формул, в тексте-то простые соотношения встречаются). Исследование проводится на большом фаткическом материале. Так что читать интересно. Авторы полагают, что они нашли способ "отобрать черную фасоль от белой". Но на самом деле, их результаты позволяют просто по спектрам без определения фуекции масс сказать, что такой-то объект является кандидатом в черные дыры. Это тоже важно, но будем ждать более прямых доказательств.

То, что в центре нашей Галактике может быть черная дыра (с небольшой по галактическим меркам массой) предполагалось достаточно давно. Постепенно накапливалось все больше фактов в пользу этого предположения (см., например, A.Eckart et al., Nature, 383, 415, (1996)). Но самое серьезное подтверждение этому факту появилось совсем недавно, когда была обнаружена первая обращающаяся вокруг черной дыры звезда. И вот в данной статье рассматривается гравитационное излучение от таких звезд. Это не первая работа на данную тему, но в ней используются наиболее точные данные о распределении звезд вблизи черной дыры и о массе последней. Космический гравитационный интерферометр LISA, который предполагается запустить примерно в 2013-2015 годах, сможет регистрировать такое излучение от звезд наиболее близких к черной дыре.

Солнце светит в различных диапазонах электромагнитного спектра, в том числе и в рентгеновском. Планеты это излучение отражают (атмосферой или поверхностью). Так что нет ничего удивительного, что и от них идет рентгеновское излучение. Например от Луны оно было зарегистрировано еще в 1990 году обсерваторией ROSAT. Но померить его от Марса до сих пор не удавалось. Это смогла сделать боле чувствительная рентгеновская обсерватория Chandra. Как и предполагалось, в основном излучение идет в флюоресцентной линии K_alpha кислорода.

В начале кажется, что женщины делятся на блондинок и брюнеток. Потом замечаешь, что есть шатенки и вообще оттенки. Потом выделяешь крашеных блондинок, брюнеток, шатенок и т.д. Т.е. "понимание приходит с опытом" .... Так же и со сверхновыми.

До 80-х годов выделяли два типа сверхновых. Но чем больше наблюдали, тем больше понимали, что этого недостаточно. В своем коротком обзоре авторы рассказывают о многообразии сверхновых. Формул нет, есть графики, кривые блеска и т.п. Ну и, конечно же, ссылки на оригинальные работы.

Как вообще можно измерить скорости поперечных движений далеких галактик? Радиальные скорости измеряются по эффекту Допплера, а с поперечными до последнего времени было плохо. Перемещение галактики на небе (собственное движение) заметить нельзя - оно очень мало. Кроме того галактика не точечный объект и ее смещение трудно точно определить. Поперечный эффект допплера тоже не работает, для него нужны релятивистские скорости.

В этой статье предложены сразу два новых метода их измерения. (1) По относительному движению двух созданных линзой изображений далекой фоновой галактики. (2) По разности красных смещений у разных изображений одного объекта. Неподвижная гравитационная линза не меняет длину волны источника, движущаяся - меняет, причем это изменение пропорционально скорости движения линзы. Оба метода определяют поперечную скорость движения линзы. Для их иллюстрации рассмотрено скопление галактик CL 0024+1654.

Сжатый обзор без формул, но с большим количеством ссылок (за последние 5 лет по АЯГ опубликовано более 5000 статей!!!). Рассматриваются новые наблюдательные данные (в основном спутниковые, и полученные в больших обзорах). Обсуждаются корреляции всего со всем.

Суперсимметричные частицы - наиболее популярный сегодня кандидат на роль темной материи. Пакет программ DarkSUSY, написанный на языке FORTRAN, позволяет проводить следующие типы расчетов:

1. массы и состав различных типов суперсимметричных частиц;
2. расчитывать плотность реликтовых нейтралино;
3. определять энергию ускорителя, необходимую для того, чтобы различать модели суперсимметричных частиц;
4. вычислять темп регистрации нейтралино для различных методов их обнаружения.

Отечественная работа - из ФИАНа (доклад на эту тему будет сделан в конце декабря в Москве на конференции HEA-2002). Хорошо известный факт, что на расстоянии 3R_g от Шварцшильдовской черной дыры движение пробной частицы по круговой орбите становится неустойчивым и она падает на черную дыру. С частицами в аккреционном диске, внутренний край которого доходит до последней устойчивой орбиты, происходит тоже самое - они падают внутрь. Но как при этом ведет себя вертикальная структура диска внутри этой границы? Ответ, полученный авторами показан на рисунке. Граница устойчивого диска расположена слева, черная дыра - справа.

Короткая заметка об открытии новых радиопульсаров в сканах, проводимых на телескопе в Аресибо. Удалось открыть 10 новых пульсаров, у двух из них довольно короткие периода, но рекордов и сенсаций нет. Обработка данных продолжается, и авторы надеятся удвоить число новых объектов.

Представлены новые результаты АМАНДЫ, полученные как на старом, так и на обновленном оборудовании. Никаких супероткрытий нет. Повышается статистика, уточняется фон. Есть предварительные данные по поиску источников нейтрино сверхвысоких энергий (см. также astro-ph/0211269).

Телескоп AMANDA регистрирует высокоэнергичные нейтрино по черенковскому излучению порожденных при столкновении с ядрами электронов и мюонов в антарктическом льду. Первая половина статьи - как это работает и что сделано. Никаких особенно новых результатов тут нет. Эта часть статьи очень напоминает вышедшую днем раньше публикацию astro-ph/0211264 (предыдущий абстракт). Вторая половина статьи посвящена проекту AMANDA-II - планируемому улучшению текущего варианта установки (она станет больше по размерам и лучше по чувствительности) - и тому, что с ее помощью смогут увидеть.

Химический состав большинства звезд с дефицитом металлов отражает состав газа из которого они сформировались. Эти старые звезды позволяют понять ход процессов звездообразования и синтеза химических элементов во Вселенной. Они являются локальными реликтами эпох, которые сейчас наблюдаются на очень далеких красных смещениях. Если будут найдены звезды совершенно не содержащие металлов ("звезды популяции III"), то мы сможем изучать вещество, родившееся непосредственно в Большом Взрыве. До сих пор не удавалось найти звезды, в которых бы железа было меньше, чем 10^-4 от Солнечного обилия. В статье сообщается об открытии звезды в которой железа в 200 000 раз меньше, чем в Солнце. Это еще не звезда популяции III, но ее открытие дает надежду, что и такие звезды могут быть открыты.

Эта статья была опубликована в журнале Nature, 419, 904, (2002). Изложение этой статьи можно посмотреть на astronet.

Если мы будем точно знать количество античастиц (позитронов, антипротонов, ядер антигелия) в космических лучах, то сможем ответить на целый ряд вопросов связанных с природой темного вещества и барионной асимметрией Вселенной. В статье рассмотрены результаты экспериментов второго поколения по поиску античастиц: MASS89, MASS91, TS93, CAPRICE94, CAPRICE98 и полученным в них ограничениям. Вторая половина статьи посвящена планируемому эксперименту PAMELLA и следствиям его ожидаемых результатов.

Оказывается, многие современные модели недоучитывают вклад самых массивных звезд в химическую эволюцию Галактики. Особенно плохо включен в модели сильный ветер, присущий таким звездам. Авторы пытаются заполнить этот пробел, хотя ясно, что здесь нужны ЕЩЕ более детальные исследования (особенно в том, что касается взрывов звезд).

Мы уверены, что темное вещество существует. Мы уверены, что оно небарионной природы (см. ниже, хотя "зеркальные барионы" - отдельная песня: см. статьи Блинникова, Бережиани и дискуссию). Но мы не знаем, что же это за частицы. Мечта - поймать парочку в земной лаборатории. В статье описывается проект такой установки.

Обсуждаются: темное вещество в гало Галактики (в первую очередь барионное), микролинзирование, ну и в связи со всем этим - белые карлики в гало. Лишний раз можно убедиться, что барионное вещество не может объяснить весь "темный" вклад в гало.

Две статьи про наблюдения "фона" (т.е. слабых далеких источников) на космических аппаратах в разных диапазонах

Первая статья посвящена фону рентгеновскому. Он обеспечивается в основном внегалактическими источниками. Сейчас спутники Ньютон и Чандра разрешили значительную часть фона. Однако, грядут новые проекты. Среди них XEUS. Авторы обсуждают, что нового сможет дать этот спутник для исследования фона после работы Чандры и Ньютона.

Во второй статье речь идет во-первых об ИК диапазоне. А во-вторых о спутнике, который уже дал результаты - ISO. Спутник работал в 1995-98 годах. Это был 60-сантиметровый телескоп, наблюдавший в диапазоне от 2.5 до 240 микрон. Среди множества его результатов - глубокие наблюдения, позволившие разрешить фон на источники. Это, как и в рентгене, в основном внегалактические объекты. Такие данные крайне важны для понимания процессов, определяющих эволюцию галактик.

В результате выполнения программы поиска сверхновых обнаружены 7 сверхновых типа Ia в скоплениях галактик на z от 0.06 до 0.2, не принадлежащие ни к одной из галактик скопления. Вероятно эти звезды не были выброшены из галактик, а родились из диффузного газа, заполняющего межгалактическое пространство. Авторы предполагают, что около 20% сверхновых в скоплениях галактик могут оказаться межгалактическими.

ОТО предсказывает, что фронт плоской электромагнитной волны будет искривляться из-за гравитационных эффектов. Для тел в Солнечной системе этот эффект составляет секунды и до сих пор не был зафиксирован. Однако, последние достижения в технике интерферометрии со сверхдлинной базой (VLBI) делают его измерение возможным. Авторы описывают подобный эксперимент, который возможно провести с использованием расположенных в разных точках Земли VLBI-станций.

Архив статей, вошедших в предыдущие выпуски.

Разделы архива (с июля 2002 г.):
обзоры, космология, нейтрино, космические лучи и гамма-астрономия, галактики, АЯГ, квазары, наша Галактика, межзвездная среда, звезды, сверхновые, остатки сверхновых, черные дыры, нейтронные звезды, линзирование, Солнце, экзопланеты, Солнечная система, аккреция, тесные двойные системы, гамма-всплески, гравитационные волны, механизмы излучения, численное моделирование, динамика, механика методы обработки данных, МГД, методы наблюдений, будущие наблюдательные проекты, прочее.

Сергей Попов
Михаил Прохоров