Современные проблемы астрофизики

    Холодная  тёмная материя

    Тёмную материю, которая движется при классических скоростях, называют «холодной». Этот вид материи представляет наибольший интерес, так как, в отличие от тёплой и горячей тёмной материи, холодная может образовывать стабильные формирования, и даже целые тёмные галактики.

    Пока  частицы, подходящие на роль составных  частей холодной тёмной материи, не обнаружены. В качестве кандидатов на роль холодной тёмной материи выступают слабо  взаимодействующие массивные частицы  — вимпы, такие как аксионы  и суперсимметричные партнёры-фермионы лёгких бозонов — фотино, гравитино и другие. 

    Смешанная тёмная материя

    До  предложения теории тёмной энергии  была разработана перспективная  модель тёмной материи, состоящей из холодной и горячей материи в  определённых пропорциях. 

    Обнаружение

    Основная  трудность при поиске частиц тёмной материи заключается в том, что  все они электрически нейтральны. Имеются два варианта поиска: прямое и косвенное. При прямом поиске изучаются  следствия взаимодействия этих частиц с электронами или атомными ядрами с помощью наземной аппаратуры. Косвенные методы основаны на попытках обнаружения потоков вторичных частиц, которые возникают, например, благодаря аннигиляции солнечной или галактической тёмной материи.

    Эксперимент EDELWEISS направлен на прямое обнаружение  частиц WIMP. В качестве мишени служат полупроводниковые детекторы, охлаждённые до температуры в несколько мК. 

    Поиск  «чёрных дыр» и  квазаров

    Черная  дыра - тело массы M, для которого не существует гидростатически равновесных конфигураций с размером больше гравитационного радиуса R_G = 2GM / c². Черные дыры с массой свыше примерно 3M_S (гдеM_S - масса Солнца) - теоретический предел массы холодного тела, при превышении которого коллапс (сжатие) в черную дыру неизбежен, - представляют собой конечные стадии эволюции наиболее массивных звезд. Менее массивные, так называемые "первичные" черные дыры могут возникать на первых стадиях космологического расширения. Наконец, сверхмассивные черные дыры (с массами в миллиарды солнечных) могут формироваться в центрах галактик в результате слияния звезд при их столкновениях в галактических ядрах. Черные дыры можно обнаружить либо кинематически, по движению небесных тел в их гравитационном поле, либо по их излучению.

    Возможность существования сверхмассивных черных дыр в центрах галактик можно  проверить, изучая движение вокруг них  звезд и межзвездного вещества. Например, для галактики M87 подобные исследования дают оценку центральной массы M  (10⁸ - 10⁹)M_s . Такая гигантская масса сосредоточена в малой области в центре этой галактики, что возможно лишь при наличии там черной дыры. Подобные выводы следуют и из наблюдения вращающегося тора из газа и пыли вокруг центра галактики NGC4258. Вещество в торе движется по круговой траектории радиусом около 0,3 световых года со скоростью 1000 км/с, что дает оценку плотности вещества вблизи центра этой галактики   4   10⁹M_s / пк³. Объект с такой плотностью не может быть звездным скоплением: столкновения звезд с характерным временем 100 млн. лет должны привести к возникновению сверхмассивной черной дыры.

    Проблема  поиска реально существующих черных дыр звездной массы сводится прежде всего к отысканию компактных объектов в двойных системах с массой > 3M_s . Пусть в состав двойной системы входят обычная звезда массы M_* и компонент неизвестной природы массы M_x . Орбитальное движение обычной звезды приводит к периодическому доплеровскому смещению линий в ее спектре с периодом, равным орбитальномуT_orb , и амплитудой, пропорциональной   , где   - радиус орбиты обычной звезды, i - угол между плоскостью орбиты и лучом зрения. Если величины T_orb и   известны из наблюдений, то можно вычислить так называемую функцию масс системы:  [2]. Так как  , то для маломассивных двойных систем с   функция масс дает нижний предел массы компактного объекта:  . В настоящее время известны несколько маломассивных двойных систем с компактными объектами - кандидатами в черные дыры: Лебедь Х-1 ( f > 6 - 15M_S ), V404 Лебедя ( f > 8M_S ), А0620-00 ( f > 4M_S ), рентгеновская новая в созвездии Мухи ( f > 4M_S ).

    Все указанные двойные системы с  кандидатами в черные дыры являются мощными источниками рентгеновского и гамма-излучения с нетепловым (степенным) спектром, в котором иногда даже наблюдается аннигиляционная линия. Собственное излучение дыры имеет равновесный спектр и обусловлено квантовым эффектом ее "испарения". Для черных дыр звездной массы и более массивных температура собственного излучения весьма мала. Излучение в их ближайшей окрестности генерируется в основном за счет аккреции (захвата) вещества из межзвездной среды или со звезды-компаньона в двойной системе. Как показывают расчеты, эффективность энерговыделения при аккреции на черную дыру может доходить до 0,3 энергии покоя аккрецируемого вещества.

    Модель  аккрецирующей черной дыры обычно привлекают и для объяснения комплекса явлений  в центрах активных галактик и квазаров: высокой светимости L  10⁴⁶ - 10⁴⁸ эрг/с; нетеплового характера спектра излучения; быстрой переменности интенсивности излучения с характерными временами до нескольких дней и даже часов (что ограничивает максимальный размер излучающей области величиной 10 - 100 астрономических единиц); наличия двух выбросов (джетов), разлетающихся в противоположных направлениях от центрального источника.

    Т.е. кваза́р (англ. quasar) — это особо мощное и далёкое активное ядро галактики. Квазары являются одними из самых ярких объектов во Вселенной — их мощность излучения иногда в десятки и сотни раз превышает суммарную мощность всех звёзд таких галактик, как наша. Следы родительских галактик вокруг квазаров (причём, далеко не всех) были обнаружены лишь позднее. В первую очередь квазары были опознаны как объекты с большим красным смещением, имеющие электромагнитное излучение (включая радиоволны и видимый свет) и настолько малые угловые размеры, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от «точечных источников» — звёзд (напротив, протяжённые источники больше соответствуют галактикам).

    Недавно было обнаружено несколько уникальных рентгеновских источников в нашей Галактике. Их спектры весьма похожи на спектры "стандартных" кандидатов в черные дыры (рис. 3).

    По  данным радионаблюдений были обнаружены выбросы-джеты, весьма напоминающие джеты квазаров и активных галактик (рис. 4).

    Несмотря  на огромное различие масштабов, эти  объекты весьма схожи в качественном отношении. Возможно, это указывает  на общую причину таких явлений - активность в окрестности черных дыр. Поэтому вполне вероятно, что дальнейшие исследования "микроквазаров" в Галактике позволят лучше понять, как устроены гигантские "машины" в центрах квазаров, формирующие подобные структуры с гораздо большими пространственными масштабами и энергетикой

    Интересно, что в источнике GRS1915+105 в созвездии  Орла видимая скорость разлета отдельных  сгустков в джетах превышает скорость света (рис. 4б).

"Сверхсветовой"  разлет наблюдается и в джетах  активных галактик и квазаров. Поясним, как возникает кажущийся  эффект сверхсветового движения  в плоскости, перпендикулярной  лучу зрения (рис. 5). Рассмотрим "приближающуюся" струю, скорость которой направлена под острым углом   к лучу зрения. Излучение, испущенное в точках А и В, регистрируется удаленным наблюдателем в моменты времени t_A и t_B , причемt_A-t_B = r_AB/  + r_AC/c. За это время вещество струи смещается поперек луча зрения на расстояние r_BC = r_AC sin . Поэтому видимая поперечная скорость "приближающейся" струи  . Аналогично, для "удаляющейся" струи  . Для малых   и достаточно больших   возможно   . Если известны наблюдаемые угловые скорости противоположно направленных джетов:  , где   - расстояние до источника, то  и  . Для источника GRS1915+105 величина   0,323, что приводит к видимому сверхсветовому разлету джетов. Вместе с условием   < 1 эта величина дает верхние пределы   71° и  13,7 кпк; последнее однозначно указывает на галактическую природу объекта.

    Построение  теоретических моделей "микроквазаров" требует анализа физических процессов вблизи черных дыр и отыскания механизмов, которые приводят к появлению электрон-позитронных пар, генерации рентгеновского и гамма-излучения (включая аннигиляционную линию), ускорению частиц в джетах до релятивистских скоростей и генерации их радиоизлучения. Все эти проблемы еще ждут своего решения. 

    Космологическая проблема

    В космологии основные проблемы, по мнению ученых, состоят в выборе модели развития Вселенной (открытой с неограниченным космологическим расширением или закрытой, в которой первоначальное расширение из сверхплотного состояния сменится последующим сжатием) и в выяснении сценария первоначального расширения Вселенной после момента Большого Взрыва.

    Современный темп расширения Вселенной определяется так называемой постоянной Хаббла H = 50 - 100 (км/c)/Мпк. Вследствие космологического расширения любые два объекта, находящиеся на расстоянии r, удаляются друг от друга со скоростью   = Hr (эта формула справедлива лишь для нерелятивистских скоростей   = Hr   c, где c - скорость света). Динамика расширения объектов, удаленных от нас на некоторое расстояние r, определяется гравитационным воздействием со стороны вещества, находящегося внутри сферы радиуса r. Поскольку, согласно данным астрономических наблюдений, распределение вещества на больших масштабах весьма однородно, то можно считать его плотность   постоянной. Соответствующее гравитационное ускорение

    а вторая космическая скорость

    где G - гравитационная постоянная. Модель открытой Вселенной реализуется, если скорость космологического расширения превышает   . В противном случае   = Hr <   Вселенная является закрытой.

    Из  приведенных условий ясно, что  сценарий развития Вселенной зависит от средней плотности вещества в современную эпоху. Открытая модель соответствует  , обратное неравенство справедливо для закрытой модели. По современным данным, критическая плотность вещества   = 5   10^{- 30} г   см^{- 3}. Примерно такое же значение дают оценки плотности вещества во Вселенной. Таким образом, при достигнутой точности определения   и   нельзя сделать выбор между двумя моделями. При этом, однако, следует иметь в виду, что величина средней плотности вещества во Вселенной может не учитывать вклад какой-либо компоненты. Например, если подтвердятся эксперименты по измерению массы покоя нейтрино   (согласно этим измерениям,   30 эВ), то можно будет однозначно сделать выбор в пользу закрытой модели. Действительно, обилие таких нейтрино существенно увеличит среднюю плотность Вселенной.