Современные проблемы астрофизики

    Энергетические  спектры гамма-всплесков, то есть распределение  гамма-фотонов по энергиям, дают существенно более однородную картину в сравнении с их временной структурой. Спектры всплесков характеризуются сильной и быстрой переменностью. Непрерывные спектры могут простираться от нескольких килоэлектровольт до десятков мегаэлектровольт. Спектры, измеренные в различных фазах всплеска, как правило, сильно различаются. При этом жесткость спектра - отношение числа высокоэнергичных фотонов к числу низкоэнергичных - может меняться в течение всплеска так же быстро, как и интенсивность излучения. Разработать теоретическую модель непрерывного спектра всплесков довольно трудно. Точнее, непрерывные спектры всплесков можно с одинаковой степенью достоверности объяснить различными механизмами излучения. Кроме того, вклад в наблюдаемое излучение могут давать области с различными (и неизвестными) физическими параметрами (температурой, плотностью, магнитным полем и т.д.). Гораздо более информативными могли бы быть различные особенности спектров. И действительно, известны три типа особенностей, которые регистрировались в спектрах некоторых всплесков.

    Линии первого типа наблюдались в поглощении в диапазоне энергий 20 - 60 кэВ. Они  интерпретировались как циклотронные, возникающие при прохождении  излучения через область, в которой  имеются электроны (и, может быть, позитроны) в сильном магнитном поле величиной (2 - 3)   10¹² Э. Как известно, электрон движется в магнитном поле по спирали, и частота его вращения (циклотронная частота, или гирочастота)  , где   и   - заряд и масса электрона. Допустим, что излучение с непрерывным спектром, выходящее из "горячего" источника, попадает в область, занятую более холодными электронами в сильном магнитном поле. Если частота излучения равна циклотронной, то оно может эффективно рассеиваться. Часть фотонов после рассеяния изменят направления распространения, и в выходящем излучении возникнет линия в поглощении на циклотронной частоте. Поглощение за счет более слабых резонансов на высших циклотронных гармониках   , где   = 2, 3, ..., может привести к формированию линий на кратных частотах. К настоящему времени наблюдались линии на второй гармонике и весьма слабые - на третьей. Следует, однако, отметить, что данные спутника GRO пока противоречат предыдущим экспериментам: никаких линий в поглощении не зарегистрировано.

    Линии второго типа наблюдались в излучении  в диапазоне 430 - 450 кэВ. Считалось, что  своим происхождением они обязаны двухфотонной аннигиляции электронов и позитронов. В этом процессе электрон и позитрон превращаются в пару фотонов с энергиями   = 511 кэВ. Отличие наблюдаемой энергии аннигиляционных линий от этого значения легко объясняется, если источником всплеска является нейтронная звезда солнечной массы и радиусом около 10 км. Гравитационное красное смещение частоты излучения (энергии фотонов) при его распространении с поверхности такой звезды до удаленного наблюдателя может обеспечить наблюдаемый сдвиг аннигиляционной линии в область меньших энергий. Важно отметить, что в некоторых случаях в спектре одного всплеска наблюдались циклотронная и аннигиляционная линии одновременно (рис. 2), что хорошо объясняется в рамках нейтронной звезды с сильным магнитным полем.

    Откуда  берутся позитроны в источнике  гамма-всплесков? Ответ на этот вопрос могут дать особенности третьего типа - изломы в непрерывных спектрах всплесков. Оказывается, они тоже могут возникать при наличии сильного магнитного поля. Дело в том, что в магнитном поле, помимо двухфотонных процессов рождения пар и аннигиляции, возможны также соответствующие однофотонные процессы, причем в полях, сравнимых с критическим, вероятности однофотонных и двухфотонных процессов также сравнимы. Однофотонное рождение пары возможно, если энергия фотона   , где   - угол между направлением распространения фотона и магнитным полем. Расчеты показывают, что длина пробега таких фотонов в магнитном поле нейтронной звезды мала по сравнению с ее радиусом. Поэтому большая часть излучения в указанном интервале углов и энергий поглощается, рождая электрон-позитронные пары. Вклад обратного процесса - однофотонной аннигиляции - мал по сравнению с двухфотонной аннигиляцией, в результате которой появляется излучение вблизи  . Таким образом, в сверхсильном магнитном поле нейтронной звезды происходит переработка излучения из интервала   1 МэВ в область   511 кэВ, и формируются изломы в спектрах всплесков на высоких энергиях

    Дальнейший  прогресс в исследованиях гамма-всплесков  может быть связан с обнаружением их источников в других спектральных диапазонах. Для поиска источников всплесков в "спокойном состоянии" нужно повышать точность определения угловых координат всплесков. Что касается поиска излучения в других диапазонах, которое может возникать во время всплесков, то это смогут сделать космические аппараты следующего поколения, запуск которых планируется в ближайшие 5 лет. Вместе с системой детекторов гамма-всплесков на них будут установлены небольшие оптические и ультрафиолетовые телескопы, которые можно по сигналу аппаратуры всплескового комплекса быстро наводить в область неба, в которой регистрируется гамма-всплеск. Идентификация источников всплесков и определение расстояния до них - ключевой вопрос для построения их теории. Пока неизвестно энерговыделение в источнике, остается очень большой произвол в выборе модели всплеска. 

    Тёмная  материя

    Тёмная  материя в астрономии и космологии — форма материи, которая не испускает электромагнитного излучения и не взаимодействует с ним. Это свойство данной формы вещества делает невозможным её прямое наблюдение. Однако возможно обнаружить присутствие тёмной материи по создаваемым ею гравитационным эффектам.

    Обнаружение природы тёмной материи поможет  решить проблему скрытой массы, которая, в частности, заключается в аномально  быстрой скорости вращения внешних  областей галактик. 

Состав  Вселенной по данным WMAP 

    Известно, что тёмное вещество взаимодействует  со «светящимся» (барионным), по крайней  мере, гравитационным образом и представляет собой среду со средней космологической плотностью, в несколько раз превышающей плотность барионов. Последние захватываются в гравитационные ямы концентраций тёмной материи. Поэтому, хотя частицы тёмной материи и не взаимодействуют со светом, свет испускается оттуда, где есть тёмное вещество. Это замечательное свойство гравитационной неустойчивости сделало возможным изучение количества, состояния и распределения тёмной материи по наблюдательным данным от радиодиапазона до рентгеновского излучения.

    Непосредственное  изучение распределения тёмной материи в скоплениях галактик стало возможным после получения их высокодетализированных изображений в 1990-х годах. При этом изображения более удалённых галактик, проецирующихся на скопление, оказываются искажёнными или даже расщепляются из-за эффекта гравитационного линзирования. По характеру этих искажений становится возможным восстановить распределение и величину массы внутри скопления независимо от наблюдений галактик самого скопления. Таким образом, прямым методом подтверждается наличие скрытой массы и тёмной материи в галактических скоплениях. 

    Барионная тёмная материя

    Наиболее  естественным кажется предположение, что тёмная материя состоит из обычного, барионного вещества, по каким-либо причинам слабо взаимодействующего электромагнитным образом и потому необнаружимого при исследовании, к примеру, линий излучения и поглощения. В состав тёмного вещества могут входить многие уже обнаруженные космические объекты, как то: тёмные галактические гало, коричневые карлики и массивные планеты, компактные объекты на конечных стадиях эволюции: белые карлики, нейтронные звёзды, чёрные дыры. Кроме того, такие гипотетические объекты, как кварковые звёзды, Q-звёзды и преонные звёзды также могут являться частью барионной тёмной материи.

    Проблемы  такого подхода проявляются в космологии Большого взрыва: если вся тёмная материя представлена барионами, то соотношение концентраций лёгких элементов после первичного нуклеосинтеза, наблюдаемое в самых старых астрономических объектах, должно быть другим, резко отличающимся от наблюдаемого. Кроме того, эксперименты по поиску гравитационного линзирования света звёзд нашей Галактики показывают, что достаточной концентрации крупных гравитирующих объектов типа планет или чёрных дыр для объяснения массы гало нашей Галактики не наблюдается, а мелкие объекты достаточной концентрации должны слишком сильно поглощать свет звёзд. 

    Небарионная тёмная материя

    Теоретические модели предоставляют большой выбор  возможных кандидатов на роль небарионной  невидимой материи. Перечислим некоторые  из них. 

    Лёгкие  нейтрино

    В отличие от остальных кандидатов, нейтрино обладают явным преимуществом: известно, что они существуют. Поскольку  число нейтрино во Вселенной сравнимо с числом фотонов, то, обладая даже малой массой, нейтрино вполне могут  определять динамику Вселенной. Для достижения  , где   - так называемая критическая плотность, необходимы нейтринные массы порядка   эВ, где   обозначает число типов легких нейтрино. Эксперименты, проводимые на сегодняшний день, дают оценку масс нейтрино порядка   эВ. Таким образом, лёгкие нейтрино практически исключаются в качестве кандидата на доминирующую фракцию тёмной материи. 

    Тяжёлые нейтрино

    Из  данных о ширине распада Z-бозона следует, что число поколений слабо  взаимодействующих частиц (в том  числе нейтрино) равно 3. Таким образом, тяжёлые нейтрино  (по крайней мере, с массой менее 45 ГэВ) с необходимостью являются т. н. «стерильными», то есть не взаимодействующими слабым образом частицами. Теоретические модели предсказывают массу   в очень широком диапазоне значений (в зависимости от природы этого нейтрино). Из феноменологии для   следует диапазон масс приблизительно   эВ, таким образом, стерильные нейтрино вполне могут составлять существенную часть тёмной материи. 

    Суперсимметричные частицы

    В рамках суперсимметричных (SUSY) теорий существует по меньшей мере одна стабильная частица, которая является новым  кандидатом на роль тёмной материи. Предполагается, что эта частица (LSP) не принимает участия в электромагнитном и сильном взаимодействиях. В качестве LSP-частицы могут выступать фотино, гравитино, хиггсино (суперпартнеры фотона, гравитона и бозона Хиггса соответственно), а также снейтрино, вино, и зино. В большинстве теорий LSP-частица представляет собой комбинацию перечисленных выше SUSY-частиц в массой порядка 10 ГэВ. 

    Космионы

    Космионы  были введены в физику для разрешения проблемы солнечных нейтрино, состоящей  в существенном отличии потока нейтрино, детектируемых на Земле, от значения, предсказываемого стандартной моделью Солнца. Однако эта проблема нашла разрешение в рамках теории нейтринных осцилляций и эффекта Михеева — Смирнова — Вольфенштейна, так что космионы, по всей видимости, исключаются из претендентов на роль тёмной материи. 

    Топологические  дефекты пространства-времени

    Согласно  современным космологическим представлениям энергия вакуума определяется неким  локально однородным и изотропным скалярным  полем. Это поле необходимо для описания так называемых фазовых переходов вакуума при расширении Вселенной, во время которых происходило последовательное нарушение симметрии, приводящее к разъединению фундаментальных взаимодействий. Фазовый переход — это скачок энергии вакуумного поля, стремящегося к своему основному состоянию (состоянию с минимальной энергией при данной температуре). Различные области пространства могли испытывать такой переход независимо, в результате чего образовывались области с определенной «выстроенностью» скалярного поля, которые, расширяясь, могли войти в соприкосновение друг с другом. В точках встречи областей с различной ориентацией могли образоваться стабильные топологические дефекты различной конфигурации: точечно-подобные частицы (в частности, магнитные монополи), линейные протяжённые объекты (космические струны), двумерные мембраны (доменные стенки), трехмерные дефекты (текстуры). Все эти объекты обладают, как правило, колоссальной массой и могли бы давать доминирующий вклад в тёмную материю. На текущий момент (2011 год) подобные объекты во Вселенной не обнаружены. 

    Классификация тёмной материи

    В зависимости от скоростей частиц, из которых, предположительно, состоит  тёмная материя, её можно разделить  на несколько классов. 

    Горячая тёмная материя

    Состоит из частиц, движущихся со скоростью, близкой к световой — вероятно, из нейтрино. Эти частицы имеют очень маленькую массу, но всё же не нулевую, и учитывая огромное количество нейтрино во Вселенной (300 частиц на 1 см³), это даёт огромную массу. В некоторых моделях на нейтрино приходится 10 % тёмной материи.

    Эта материя из-за своей огромной скорости не может образовывать стабильные структуры, но может влиять на обычное вещество и другие виды тёмной материи. 

    Тёплая  тёмная материя

    Материю, движущуюся с релятивистскими скоростями, но ниже, чем у горячей тёмной материи, называют «тёплой». Скорости её частиц могут лежать в пределах от 0,1c до 0,95c. Некоторые данные, в частности, температурные колебания фонового микроволнового излучения, дают основания полагать, что такая форма материи может существовать.

    Пока  нет никаких кандидатов на роль составляющих тёплой тёмной материи, но возможно, стерильные нейтрино, которые должны двигаться  медленнее обычных трёх ароматов нейтрино, могут стать одним из них.