Короткий, но понятный обзор по проблемам линзирования на скоплениях галактик. Также перечисляются основные результаты, полученные данным методом.

Ускоряется ли Вселенная? Сейчас наличие значительного вклада лямбда-члена следует не только из наблюдений далеких сверхновых, но и из данных по реликтовому излучению и крупномасштабной структуре. Однако, обсуждение вопроса являются ли далекие сверхновые типа Ia хорошими стандартными свечами не прекращается

В своей статье авторы обсуждают самую далекую из известных сегодня сверхновых (z~1.7, SN 1997ff). Для таких далеких объектов важен эффект гравитационного линзирования. Учет этого, как ни странно, приводит, по мнению авторов статьи, к еще лучшему согласию с моделью, в которой Omega_M=0.35, Omega_Lambda = 0.65. При этом авторы на уровне 3 сигма исключают альтернативные модели.

Авторы исследуют возможность определения космологических параметров по наблюдениям линзированных сверхновых. Такие наблюдения станут обычным делом с запуском новых космических аппаратов SNAP и NGST. С помощью этих спутников можно будет наблюдать сотни сверхновых с множественными изображениями (т.е. из-за линзирования будет видно несколько изображений одного источника).

Точные измерения углового расстояния между изображениями, отношения потоков от разных изображений и временной задержки позволят получать данные о космологических параметрах.

Авторы обсуждают источники систематических ошибок.

Одним из наиболее важных предсказаний любой теории образования крупномасштабной структуры является количество объектов различной массы. В таких моделях под объектом обычно подразумевается гало темной материи. Автор подробно обсуждает функцию масс гало в различных космологических моделях.

Подробно описан Слоановский Цифровой Обзор Неба. Суть проекта - построение многоцветной трехмерной карты распределения галактик. Наблюдения проводились в пяти цветах: от ближнего УФ до ближнего ИК. База данных будет содержать около 50 миллионов галактик до 23 звездной величины (предел различен в разных цветах). Затем будут получены спектры 1 миллиона галактик и 100 000 квазаров. Проект работает уже два года, соответственно в обзоре обсуждаются результаты, полученные за это время.

Популярный обзор современной космологии. Описывается стандартная на сегодняшний день модель (65 процентов темной энергии, 30 процентов холодного темного вещества).

Исследуются ограничения на параметры инфляционной модели, следующие из наблюдений реликтового излучения. Авторы полагают, что с улучшением точности наблюдений метод, предлагаемым ими может стать доминирующим в определении параметров инфляционного сценария.

Несмотря на открытие нейтринных осцилляций собственно массы нейтрино остаются неизвестными. В статье обсуждаются космологические пределы на массы нейтрино (наиболее сильный сейчас следует из обзора красных смещений галактик 2dF вкупе с теорией образования крупномасштабной структуры). Также обсуждается возможная роль нейтрино в образовании космических лучей высоких энергий.

Мы знаем как можно усилить магнитное поле (динамо). Но для этого нужно чтобы было что усиливать. В обзоре обсуждается как теория динамо в галактиках, так и происхождение зачаточного (seed) поля в ранней Вселенной.

Детально описываются современные наблюдения.

Спутник BeppoSAX - хороший пример недорогого и очень успешного проекта. В обзоре описываются наблюдения скоплений галактик на этом аппарате.

Обсуждаются новейшие данные по крупномасштабной структуре, полученные в обзорах галактик и их скоплений (2dF, REFLEX). Результаты хорошо описываются в рамках модели с низкой плотностью материи ($\Omega_M\simeq 0.3$).

В обзоре описываются результаты исследований в области бранной космологии (см. также статью "Transdimensional physics and inflation" hep-ph/0207145).

p>

Дается обзор современных данных по основным космологическим параметрам, темной энергии и крупномасштабной структуре. В начале обсуждаются космологические параметры: что это такое и как они измеряются. Затем обсуждается темная энергия: почему мы уверены в ее существовании, какова возможная природа этой энергии и т.д. Наконец обсуждается крупномасштабная структура: как она образуется, и как современные наблюдения крупномасштабной структуры могут накладывать ограничения на космологические параметры.

Сейчас почти устоялась стандартная картина темной материи и энергии во Вселенной (3.5% +/- 1% барионов, 29% +/- 4% холодной темной материи, 66% +/- 6% темной энергии и немного нейтрино). Теперь, полагает автор статьи, надо сконцентрироваться на следующих вопросах: (1) В какой форме находятся темные барионы? (2) Из чего (из каких частиц) состоит холодная темная материя? (3) Какова природа темной энергии?

Ответов на эти вопросы нет, что и обсуждается в обзоре.
br>

Современные данные указывают на то, что значительная часть темного вещества является т.н. "холодной" темной материей. Это могут быть слабовзаимодействующие массивные частицы (WIMP). Такая темная материя должна находиться в гало галактик. Однако, распределение вещества в гало может быть не однородным, а комковатым. Это может быть важно при расчете наблюдаемых эффектов взаимодействия частиц темной материи, в первую очередь их аннигиляции.

Авторы расчитывают (на базе минимальных SUSY моделей) поток гамма-квантов от гало. Оказывается, что современный поток квантов, родившихся после аннигиляции частиц темной материи, может быть на порядок выше, чем считалось ранее. Обсуждается возможность наблюдения этого излучения на будущих аппаратах.

Кроме известного противоречия между физиками и лириками, есть заметная разница между астрофизиками и физиками. Например, если астрофизики уверены в существовании темной материи и исследуют ее глобальные свойства и следствия из этих свойств вытекающие, то физикам интересно "поймать нейтрино за бороду": обнаружить частицы темной материи в лаборатории.

В статье автор описывает попытки зарегистрировать слабовзаимодействующие массивные частицы (WIMP). Пока положительного результата нет, соответственно представлены верхние пределы.

Темная энергия ... В обзоре подробно излагаются основные физические понятия и астрономические данные, связанные с этим феноменом; дается исторический очерк развития соответствующих идей; описываются современные наблюденияи обсуждаются будущие. Авторы приводят свои критические комментарии по поводу фундаментальных теоретических вопросов, связанных с темной энергией.

Эту статью я включил в связи с дискуссией на Форуме по MOND (модифицированной ньютоновской динамике).

Сейчас астрономы умеют неплохо определять гравитационный потенциал для самых разных систем. Темная материя успешно все это объясняет, чего не скажешь о MOND. В описываемой статье авторы предлагают аналитический метод определения потенциала на больших расстояниях (больше размера скоплений галактик) по пекулярным скоростям скоплений, а также по слабому микролинзированию.

Пекулярные скорости скоплений галактик можно определять с точностью порядка 100 км/с по эффекту Сюняева-Зельдовича. В этом случае измеряемая скорость связана с радиальным движением относительно реликтового фона. Этот метод хорош для относительно больших красных смещений (0.2 и больше). Для более близких скоплений можно определять расстояние, а затем вычитать из скорости т.н. хаббловский поток.

Измерения, связанные с линзированием, дополняют эту картину, т.к. связаны не с радиальными градиентами гравитационного потенциала, а с тангенциальными.

Авторы подробно обсуждают возможные источники погрешностей метода.

Дается обзор наблюдений по проверке постоянности постоянной тонкой структуры. Обсуждаются новые возможные источники данных.

Напомню, что у нас в стране этой тематикой давно и успешно занимается группа Варшаловича в ФТИ им. Иоффе в Петербурге.

Обсуждаются новые модели формирования антивещества во вселенной, в частности описываются сценарии с образованием значительного количества антиэлементов тяжелее гелия. Рассматривается связь таких моделей с новыми наблюдениями (например с открытием квазара, обогащенного железом).

Огромная теоретическая работа по тому "что было, когда ничего не было", т.е. по физике до Большого Взрыва. В работе дается обзор нерешенных проблем в данной области (т.к. видимо решенных проблем фактически нет).

"После того, как точно измерены космологические параметры надо переходить к построению аккуратных моделей". Примерно так можно кратко описать суть предлагаемого обзора.

На маленьких красных смещениях наблюдается меньше барионов, чем на больших. Примерно 2/3 барионного вещества "прячется" от наблюдателей. Авторы показывают, что прятаться оно может в "тепло-горячей межгалактической среде" (Warm-Hot Intergalactic Medium (WHIM)). Этого вещества оказывается достаточно (по порядку величины), чтобы обеспечить устойчивость Местной Группы (10^12 масс Солнца).

Как можно "изучать и пробовать" темную энергию? Существует несколько основных космологических тестов: хаббловский поток, первичный нуклеосинтез, реликтовое излучение, крупномасштабная структура. Все они позволяют накладывать ограничения на космологические модели (см., например, astro-ph/0208133, где авторы пытаются использовать нуклеосинтез для ограничений на бранные модели; а также astro-ph/0208114, где обсуждается, как по наблюдениям реликтового излучения, в приложении к будущей миссии PLANCK, можно определять космологические параметры). В своих статьях авторы astro-ph/0208100 и astro-ph/0208102 используют соответственно хаббловский поток (данные по сверхновых позволяют независимо определять расстояния до галактик, скорости которых известны по красному смещению) и реликтовое излучение и наблюдения скоплений галактик для получения данных о свойствах темной энергии.

Никаких новых выводов авторами не сделано, однако можно найти подробную дискуссию о состоянии дел в настоящий момент и о возможном прогрессе в самом ближайшем будущем.

По-прежнему полагаю, что лучшие обзоры по инфляции пишет Линде. Однако, если интересно почитать "незаинтересованных лиц" (Линде все-таки создатель современной модели инфляции), то вот неплохой обзор.

В обзоре обсуждаются основы модели, нерешенные проблемы. Особое внимание уделяется формированию "зародышей", из которых впоследствии вырастает крупно-масштабная структура.

Авторы исследовали распределение квазаров в каталоге 2dF на предмет наличия периодичности их распределения по красному смещению (ранее подобная периодичность вроде бы была обнаружена). Результат поиска отрицательный.

Статья короткая, и написана понятно и интересно. Советую прочесть.

Дается исторический обзор методов измерения космологических расстояний (и, соответственно, определения постоянной Хаббла). Также обсуждаются проблемы, существующие по сей день, в первую очередь - калибровка цефеид (см. также статью тех же авторов, посвященную будущему вкладу спутника GAIA в измерения внегалактических расстояний).

Наблюдающиеся сейчас D, 3He, 4He, и 7Li являются (в основном) реликтами молодой Вселенной. Первичный нуклеосинтез (наряду с хаббловским потоком, реликтовым излучением и крупномасштабной структурой) один из главных космологических тестов: сравнивая предсказания с наблюдениями можно очень много узнать о "первых трех минутах" в жизни Вселенной. Про все это и рассказывает в своих лекциях Гарри Штейгман.

Дается обзор эффекта Сюняева-Зельдовича и его космологических приложений. Эффект позволяет изучать скопления галактик на больших красных смещениях; по наблюдениям эффекта можно определять постоянную Хаббла, плотность вещества во Вселенной.

Сегодня крупномасштабная структура это один из главных космологических тестов (см. выше). Кроме наблюдений здесь большую (огромную!) роль играет компьютерное моделирование. В статье дается обзор современного моделирования крупномасштабной структуры. Обсуждаются новые результаты и их сравнение с наблюдениями.

Все ли в порядке в королевстве Датском? Правильно ли определяются космологические параметры? Авторы дают критический анализ современных методик и использующихся в них предположений (в первую очередь речь идет о зависимости параметров цефеид от металличности и об аналогичной зависимости для сверхновых типа Ia).

На основе своей диссертации автор дает введение в т.н. ekpyrotic scenario. Это космологическая модель, являющаяся альтернативой инфляции. Сценарий не раз критиковался Линде. Надеюсь, что вскоре Сергей Павлюченко начнет обзоры gr-qc, и тогда Вы сможете больше узнать о всех этих космологических сценариях.

Дается краткий обзор конференции. Отмечается, что сейчас нет серьезных наблюдательных свидетельств против стндартной (в данный момент) модели: холодная темная материя + лямбда-член. Однако, имеющиеся в данных неопределенности оставляют достаточно простора для сомнений.

Используя данные по анизотропии реликтового излучения авторы пытаются получить ограничения на крупномасштабное магнитное поле. Без дополнительных предположений предел оказывается очень слабым. Однако, при разумных ограничениях на пространственную неоднородность удается получить предел на уровне наногаусс (о первичных магнитных полях см. свежую работу hep-ph/0208152).

Мы не знаем когда начали образовываться первые звезды и какими они были. Такие объекты называют звездами популяции III (Pop III). Они должны были появиться на z=10-20. При этом излучение массивных звезд, а также взрывы первых сверхновых должны были оказать существенное влияние на жизнь молодой вселенной. Аналогов массивных звезд Pop III мы сейчас не видим, т.к. родившиеся миллиарды лет назад уже давно взорвались (напомню, что время жизни массивных звезд исчисляется всего лишь миллионами лет), а сейчас такие звезды не образуются, т.к. межзвездная среда существенно обогащена тяжелыми элементами в отличии от среды на z=10-20, когда были только водород да гелий.

Авторы исследуют звезды Pop III и делают предсказания для наблюдения на космическом телескопе нового поколения (Next Generation Space Telescope (NGST)). Также авторы вводят новую сущность: звезды Pop II.5. Эти звезды не очень массивны, и могли дожить в гало нашей Галактики до сегодняшних дней.

DT> astro-ph/0208458 Are light annihilating Dark Matter particles possible?
Authors: C. Boehm, T.A. Ensslin, J. Silk
Comments: 4 pages. No figure

Авторы исследуют в каком диапазоне могут находиться массы частиц темной материи. Кроме традиционных больших значений для WIMP (слабовзаимодействующие массивные частицы), авторы предлагают диапазон от нескольких МэВ до 10 ГэВ.

Насколько хорошо по имеющимся наблюдательным данным можно различить космологические модели? Именно это является темой короткой статьи Эрика Линдера. Особые надежды он возлагает на следующее поколение обзоров сверхновых типа Ia (они "пропишут" Вселенную до z=1.7).

См. также об этой работе в космологических обзорах Сергея Павлюченко.

Лекция по инфляционной космологии. Особое внимание уделено квантовой стороне дела.

Очередной обзор по темной материи и близким вопросам. Обсуждается роль темной материи различного типа в формировании и эволюции крупномасштабной структуры.

Обилие первичного гелия - важнейший параметр в современной астрофизике. Определяется эта величина плохо: разные группы дают очень разные результаты. Хотя в последнее время наметился прогресс. В обзоре обсуждаются различные методы определения обилия первичного гелия. Приводятся новые результаты и рассматриваются причины различия результатов разных групп.

Сделана попытка построения аналитической модели истории звездообразования во Вселенной. Результаты модели сравниваются с результатами численных расчетов. Грубо говоря, в молодой Вселенной плотность звездообразования экспоненциально растет с уменьшением красного смещения. Затем, достигнув максимума, звездообразование затухает. Здесь темп замедления совпадает с темпом охлаждения в гало.

Поскольку одним из важнейших космологических тестов являются данные по крупномасштабной структуре, то очень полезно представлять как же получаются количественные данные в этой области. В обзоре описываются основные методики, применяемые в космологии для описания статистики галактик и их скоплений.

Дан обзор современного состояния дел в исследовании анизотропии реликтового излучения. Описываются будущие программы (спутники, баллонные эксперименты и т.д.).

В довольно популярной форме автор рассуждает на тему как можно что-то узнать об инфляционном потенциале по данным современных и будущих наблюдений (реликтовое излучение, крупномасштабная структура и т.п.).

Эффект Зельдовича-Сюняева (рассеяние реликтовых фотонов на горячих электронах в скоплениях галактик) является мощным инструментом современной космологии. Точность наблюдений растет, поэтому важно учитывать различные тонкие эффекты. Например, вличние магнитного поля в межгалактической среде. Авторы рассматривают данную проблему и получают, что магнитное поле может уменьшить сигнал на 10 процентов.

Отчасти этот вопрос обсуждался на форуме Scientific.Ru. Определить топологию Вселенной вообще нелегко, а в случае почти плоской Вселенной особенно. Авторы рассматривают частный сферический случай и показывают какие алгоритмы являются наиболее разумными и простыми. Однако, за простоту приходится платить уменьшением количества топологий, которые можно выявить.

Описывается открытие поляризации реликтового излучения на установке DASI. Открытие важное. О нем уже много написано (см., например, заметку Михаила Прохорова на Астронете). Результат безусловно нуждается в подтверждении. Полагаю, что до начала работы спутника Планк несколько групп еще заявят об обнаружении поляризации микроволнового фона.

Хороший обзор по современной космологии.

Сейчас есть данные множества экспериментов по наблюдению анизотропии реликтового фона. В своей статье авторы анализируют ограничения, накладываемые этими данными на космологические параметры. Рассматриваются открытые и плоские модели.

Очередной раз обсуждается вопрос о космологических параметрах. Никаких сенсаций в статье нет, однако она весьма хорошо отражает современное состояние дел.

Хотелось бы пообсуждать эту статью на форуме. Авторы утверждают, что термодинамическая стрела времени при некоторых условиях определяется космологией.

Обзор по бранной космологии. Наверное, подробнее о нем напишет Сергей Павлюченко.

Это доклад на специальной сессии JENAM-2002, посвященной вариации констант. Рассматриваются две космологические теории с переменной скоростью света. Первая модель является альтернативой инфляции. Вторая - допускает "потемнение" сверхновых, и, соответственно, дает альтернативу ускорения расширения Вселенной.

Дается обзор по реионизации (вторичной ионизации) Вселенной. Суть этого явления примерно такова: после того как на красном смещении z=10 образуются первые звезды, квазары и т.д. эти источники своим мощным ультрафиолетовым излучением ионизуют значительную долю межгалактического газа (а напомним, что относительно незадолго до этого как раз прошла эпоха рекомбинации). Наличие вторичной ионизации существенным образом сказывается на дальнейшей эволюции Вселенной.

Сначала Вселенная была очень горячей, но на z~1000 произошла рекомбинация. Свет от нее мы наблюдаем сегодня как реликтовое излучение. Очень долго после рекомбинации газ, заполняющий Вселенную, оставался нейтральным. Но сегодня это не так. автор предполагает, что было две волны реионизации. Первая произошла при z~15-20 и связана она со звездами Популяции III (звездами 1-го поколения). Взрывы сверхновых, которыми заканчивалась эволюция этих звезд, ионизовали окружающую среду. Это изменило Джинсовскую массу и практически остановило звездообразование. Прогретая среда рекомбинировала примерно за 10⁸ лет и Вселенная снова стала прозрачной для L\alpha и более энергичных, ионизующих водород фотонов. Вторая реионизация произошла при z~6. Очень интересно (но не понятно можно об этом написать статью на 55 страниц).

Какие космологические результаты можно будет получить на основе экспериментов по слабому линзированию следующего поколения, в которых будет измерено порядка 10⁵ галактик? Этому вопросу посвящен данный обзор. Особый упор делается на алгоритмы обработки карт искажений и сравнение с численными (N-body) моделями.

Статья посвящена популярной в последнее время теме - поиску переменности фундаментальных постоянных (в частности - постоянной тонкой структуры alpha) по астрономическим наблюдениям. На телескопе Кек (Keck) были произведены спектральные наблюдения 3-й независимой выборки квазаров в интервале красных смещений 0.2 < z < 3.7. Результаты пока предварительные, но они согласуются с переменностью alpha: (alpha_z-alpha₀)/alpha₀=-0.57+/-0.10x10^-5.

Обзор очень неглубокий, зато небольшой по объему и охватывающий большое число тем: спектр космических лучей и лучи сверхвысоких энергий, первичный нуклеосинтез, анизотропия реликта, массы и осцилляции нейтрино, суперсимметричные частицы и темная материя, квантовая гравитация на панковских масштабах и пространственно-временная пена. Для всех этих тем затронуты как теоретические аспекты, так и экспериментальная проверка.

Одно из важных предсказаний инфляционной теории - существование фона низкочастотных стохастических космологических гравитационных волн (ГВ). Эти волны должны влиять на анизотропию реликтового излучения на достаточно крупных угловых масштабах. Объединив данные предыдущих экспериментов по измерению анизотропии реликта (которые, в основном, проводили измерения на средних и мелких угловых масштабах) с данными нового эксперимента ARCHEOPS автору удалось показать, что отношение вкладов тензорных(ГВ)/скалярных возмущений в квадруполе реликтового излучения составляет n_S=0.97_-0.12^+0.10.

Согласно большинству суперсимметричных моделей, нейтралино (которые составляют суперсимметричную темную материю) концентрируются в центрах галактик. Нейтралино постепенно аннигилируют, испуская гамма-лучи, которые можно пытаться наблюдать. Уже законченный эксперимент EGRET вел наблюдения центра нашей Галактики в диапазоне энергий от 30 МэВ до ~30 ГэВ. Обработка наблюдений была направлена на выделение фона, т.е; исключались точечные источники и т.д. Авторы пришли к заключению, что данные EGRET закрывают многие суперсимметричные теории, если плотность нейтралино быстро растет к центру Галактики. Более точные наблюдения будут проведены в эксперименте GLAST, это тоже обсуждается в статье.

Согласно одному из сценариев вспышка сверхновой типа Ia происходит в результате слияния двух достаточно массивных белых карликов. Поиск таких систем велся в эксперименте SPY (SN Ia Progenitor surveY). В ходе которого на телескопе VLT с помощью спектрометра UVES искались изменения лучевых скоростей. Открыто 90 новых двойных белых карликов, включая короткопериодические системы с массами компонент близкими к чандрасекаровскому пределу.

Похоже, что для объяснения астрофизических и космологических результатов последних нескольких лет необходимо привлекать новую физику. В обзоре несколько разделов. В микрофизическом подробно рассмотрены различные виды частиц, из которых может состоять темная материя (WIMPs, суперсимметричные частицы, аксионы), а также регистрация этих частиц напрямую и по продуктам распада. В космологическом разделе описаны последние результаты измерения анизотропии микроволнового фона (реликта) включая эксперименты BOOMERANG и ARCHEOPs. Рассмотрен ряд эффектов, связанных с инфляцией. Последний раздел посвящен темной энергии, которая вызывает ускорение расширения нашей Вселенной.

Планируемые на ближайшие годы эксперименты по исследованию анизотропии космического микроволнового фонового излучения будут измерять не только его температуру, но и поляризацию. Какие новые результаты можно ожидать от этих экспериментов? Какая новая физика может проявиться при измерении поляризации? Как это связано с темной энергией и космологическим фоном гравитационных волн?

Для чтения обзора требуется определенная математическая подготовка.

Полноценный курс лекций (75 страниц) отражающий современное состояние струнной/бранной космологии. Судя по простым формулам это достаточно популярный вводный курс. Но вопросы, связанные с инфляцией, с D-бранами и около 10 различных сценариев в нем рассмотрены.

Неоднородности реликтового фона обсуждаются в рамках старой доброй модели квазистационарной Вселенной Хойла-Бербиджа-Нарликара. Точнее это модель 90-х годов, но на базе старой 48 года (для ознакомления рекомендую посмотреть доступную он-лайн статью 1994 г., посвященную квазистационарной модели). Отмечу, что таки модель эта нежизнеспособна, но, как известно, идеи умирают вместе с .... В связи с этим нельзя не упомянуть и свежую статью Бербиджей с Арпом.

Отметим также другой (более реалистичный) подход в критике стандартной космологической модели.

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.

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.

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.

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.

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.

Очень часто создатели больших проектов обещают "открыть все на свете", "найти ответы на последние вопросы" и т.п. Ясно, что это преувеличение, а потому не грех задуматься " а что же дальше?" В данной короткой заметке автор пытается рассказать, что еще можно будет сделать в изучении микроволнового фона после обработки данных спутника MAP.

На самом деле ясно, что после MAP будет Planck. Но и кроме этого автор рассматривает различные эксперименты, и обсуждает, что им "останется" открыть.

Очень короткая заметка: если постоянная тонкой структуры (alpha=e²/hc) меняется со временем (см., например, здесь), то закон сохранения энергии нарушается, если нет распада протонов.

Авторы предлагают новый метод измерения расстояний до квазаров, похожий по схеме на "перевернутый" метод геометрических параллаксов (см. рисунок). Переменное излучение, исходящее из ядра квазара, отражается от его более внешних частей (так называемой зоны широких эмиссионных линий (BELR)). Светимость этой зоны также меняется, но с некоторой задержкой по сравнению с излучением ядра. Эта задержка равна t=d_BELR/c. Если мы измерим, угол, под которым зона широких эмиссионных линий квазара видна с Земли, то сможем определить и расстояние до него. Но для этого нужно очень высокое угловое разрешение - 10^-5 угловой секунды для квазара с z=2.

Эффект Сюняева-Зельдовича (часто ли вы встречали аббревиатуру такого вида - S-Z?) был придуман в 1980 г. Заключается он в следующем - скопления галактик окружены облаками очень горячего (10⁸ K) ионизованного газа. Он имеет такую высокую температуру для того, чтобы находится в равновесии в гравитационном поле скопления. Электроны, сталкиваясь с низкочастотными фотонами реликтового излучения превращают их в рентгеновские кванты (так называемый обратный комптон эффект). Такое рентгеновское излучение от скоплений галактик наблюдается. Но из-за этого эффекта число квантов, приходящих со стороны скопления уменьшится, что будет проявляться как понижение температуры реликтового излучения. Это снижение температуры и есть эффект Сюняева-Зельдовича.

Последнее время число работ посвященных исследованию космологических параметров нашей Вселенной с помощью эффекта Сюняева-Зельдовича быстро растет. Оказывается с его помощью можно определить очень много разных космологических параметров. Подробности - в статье.

Как было установлено в последние несколько лет (и пока еще проверяется) наша Вселенная расширяется с ускорением. Считается, что такой ход расширения определяется тем, что вселенная заполнена, в основном, темной энергией - средой с очень большим по модулю отрицательным давлением (равным или почти равным плотности энергии этой субстанции). Но оказывается все это можно объяснить без такой материи в рамках многомерной теории, если размеры дополнительных компактных измерений меняются со временем.

Довольно емкий обзор по экспериментам, призванным обнаружить частицы темной материи. Рассматриваются детекторы всех типов, кроме криогенных. Пока положительных результатов нет, кроме 3-сигма сигнала в эксперименте DAMA (но тут еще надо все проверять перепроверять).

Очень красивая вещь - найти простое объяснению некоторому хорошо известному (но не до конца понятому) явлению. Именно это авторы и пытаются сделать.

Дисперсия скоростей больших эллиптических галактик 200 км/с (речь идет о звездах в галактиках). Более 400 км/с практически никогда не бывает. Около 200 - довольно резкий максимум. Это дает сильное ограничение на массу, заключенную в "светящейся" части галактики. Авторы объясняют это процессом формирования галактик в стандартной на сегодняшний день модели с холодной темной материей и космологическим членом.

Для объяснения вводятся две разумные гипотезы. Первая: звезды образуются на z=6 еще до окончательного формирования галактики. Вторая: распределение темного вещества в новообразовавшемся гало "не помнит" таких деталей процесса, как малая доля бесстолкновительного "звездного" вещества в плотных областях более ранних гало.

Результаты расчетов в соответствии с этими гипотезами подтверждаются данными Слоановского обзора неба.

Какая физика дает нам WIMPs (Слабо взаимодействующие тяжелые частицы)? Каковы их параметры? Каким образом их лучше регистрировать? Вот темы данного обзора. Рекомендую заодно посмотреть и astro-ph/0211446.

Авторы на основе космологических данных - а именно данных об анизотропии реликта, данных по SN Ia и по крупномасштабной структуре - показали, что судьба нашей Вселенной под действием темной энергии может закончиться одним из трех способов:

1. существование Вселенной завершится через 7 миллиардов лет;
2. Вселенная может существовать и расширяться бесконечно при доминировании темной энергии;
3. темная энергии может диссипировать, Вселенная асимптотически перейдет на фазу бесконечного фридмановского расширения a(t) ~ t^2/3.

"Эксперимент DASI завершил 34-летнюю охоту за регистрацией поляризации реликтового излучения." Т.е. "новым окном" и является поляризация реликта, которая дает существенно больше новой информации, чем его температура, а эксперимент DASI в котором поляризация была впервые зарегистрирована это окно приоткрыл. Во всю ширь его распахнет MAP (Microwave Anisotropy Probe), который планируется запустить в 2007 г. За подробностями - в статью.

Существуют космологические теории в которых низкий темп ускорения Вселенной объясняется изменением закона тяготения на очень больших расстояниях (порядка горизонта или на еще бОльших). Однако такие изменения могут быть обнаружены и на малых расстояниях, например с помощью прецизионных измерений расстояния в системе Земля-Луна.

Пять лет проект EROS каждую ночь наблюдает за Малым Магеллановым Облаком в поисках событий гравитационного микролинзирования. В ходе этого эксперимента были зафиксированы четыре очень длинных события, которые, возможно, произведены линзами не принадлежащими гало Галактики. Из этих данных можно получить ограничение, что не более 25% массы гало может содержаться в объектах состоящих из темной материи с массами от 2^.10^-7 M_o до 1 M_o.

Нарушение лоренцевской инвариантности пространства-времени может происходить на энергиях близких к Планковским и проявляться в появлении у фотонов в вакууме дисперсии (т.к. их скорость будет отличаться от c). Наблюдения синхротронного излучения Крабовидной туманности позволило получить новое ограничение на характерное значения этой энергии (при которой дисперсия становится существенной) E>4.5^.10²⁷ ГэВ. Эта величина на 4 порядка выше Планковской энергии и на 5 порядков выше предыдущих ограничений.

Вселенная может иметь сложную топологию (торы, склейки и т.п.) Будет ли это сказываться на распределении неоднородностей температуры реликтового излучения? Если да - то как? Статья посвящена особенностям численного моделирования, но в ней много модельных картинок.

Маленькие черные дыры образуются на ранних этапах эволюции Вселенной, если перепады плотности тогда были достаточно велики. В этой статье приведен обзор последних достижений в этой области. Рассмотрены вопросы поиска таких черных дыр (через космические и гамма-лучи), использования первичных черных дыр для изучения Вселенной на очень малых космологических шкалах (в очень раннем возрасте). В конце рассмотрены некоторые эффекты "новой физики" - влияние высших измерений на образование первичных черных дыр.

Эксперименты последних лет установили, что различные сорта нейтрино смешиваются (переходят друг в друга) и достаточно сильно ограничили возможные значения параметров смешивания. А как будут распределены по ароматам (сортам) нейтрино приходящие из космоса? В данной работе дается простой аналитический ответ на этот вопрос.

Довольно подробно (насколько это возможно в 20-ти страничном обзоре) со множеством ссылок описывается открытие реликтового излучения, соответствующая теория, а также обсуждается развитие этой области. Сейчас исследования реликта - очень горячая тема. Но надо торопиться, на 21-м техасском симпозиуме (Флоренция, 9-13 декабря) было высказано резонное мнение, что после спутника Планк поток данных по фоновому излучению может быть надолго исчерпан....

О поляризации реликтового излучения см. статьи "The large-scale polarization of the microwave background and foreground" astro-ph/0212419, "CMB Polarization at Large Angular Scales: Data Analysis of the POLAR Experiment" astro-ph/0212425.

В последние годы возрос поток наблюдательных данных в космологии. Среди прочего присутствуют большие обзоры красных смещений (Слоановский обзор, 2dF - двухградусный обзор и др.). В обзоре Лахав рассматривает вопрос об определении параметров темной энергии по этим данным. Сухой остаток таков: сами по себе данные обзоров не дают возможности определения уравнения состояния темной энергии, но вместе с другими данными (реликт и др.) уже сейчас дают важные верхние пределы, которые в будущем могут быть существенно улучшены.

Эта статья в некотором смысле перекликается с предыдущей (astro-ph/0212358). Речь опять идет о проверке космологических параметров по данным наблюдений. На этот раз авторы думают, как определить темп расширения Вселенной на момент рекомбинации по данным спутников MAP (уже запущен) и Planck.

Вообще же о современном знании космлогических параметров см. ниже статью "The last stand before MAP: cosmological parameters from lensing, CMB and galaxy clustering" astro-ph/0212417.

Несмотря на большие успехи в наблюдательной космологии в нашем знании основных параметров существует довольно большая неопределенность (хотя, удивительно, что мы вообще так хорошо их знаем!). В этой короткой заметке (всего 3 странички + рисунок) автор рассматривает возможные ограничения на возраст Вселенной (менее 20 миллиардов лет), а также на параметр уравнения состояния темной материи (w>-1.5, w=const).

Спутник MAP уже летает и собирает данные. В следующем году появятся первые результаты, а потому народ подводит итоги. В обзоре дается сводка определений основных космологических параметров по данным различных наблюдений, а также перечисляются основные проблемы, существующие в наблюдательной космологии (как-то "проблема сигма-8").

Еще один эксперимент по измерению анизотропии реликтового излучения. Измерения велись на установке VSA (Very Small Array) на частоте 34 ГГц. Из наблюдательных данных получен спектр мощности в интервале l=160-1400. На нем (значимо) видны первые три акустических пика и завал на l>1000.

"Папа теории струн" рассказывает о теории струн. Уже поэтому стоит почитать. Статья короткая и популярная. Поэтому пересказывать не будем. Читайте!

Название говорит само за себя. Обзор современных наблюдений космологических параметров, а также следствий, которые из этого вытекают. Формул мало, и они простые.

См. также статью " Cosmological Parameters: Fashion and Facts" astro-ph/0301137.

Современные наблюдения исключают возможность доминирования топологических дефектов (космических струн) в объяснении ряда проблем космологии. Однако, терия развита, а закрыть эффект на 100 процентов трудно. Автор (после хорошего введения) рассуждает, где еще в космологии можно применить космические струны так, чтобы это не противоречило современным наблюдательным данным.

Две похожие обзорные заметки молодого (и очень цитируемого) французского теоретика о роли "лишних" измерений в современной космологии. Несмотря на краткость и обзорный характер статьи не являются легкими для чтения (для неспециалиста космолога или физика-теоретика). Автор рассматривает космологический сценарий для Вселенной на бране в 5-мерном пространстве и показывает какие особенности при этом возникают.

Отметим отсутствие (насколько нам известно) хорошего популярного изложения бранной космологии на русском языке (есть только довольно сложная статья Рубакова в УФН).

Фрактальная размерность D, вычисленная для видимого множества галактик дает D~2. Этот результат вновь поднимает дискуссию о противоречии данного факта с моделями, основанными на предположении об однородности Вселенной. Однако, по-видимому, этот результат не противоречит тому, что действительное значение D может лежать между 2 и 3. На простой фрактальной модели показано, как можно улучшить оценку D, чтобы разрешить данный вопрос.

Если знак потности темной энергии (Лямбда-члена) положителен, то Вселенная расширяется с ускорением. Если он обращается в ноль - то мы возвращаемся к классическим Фридмановским моделям. А вот если он становится отрицательным, то Вселенная коллаписрует и этот процесс длится время сравнимое с ее возрастом.

Отрицательная плотность темной энергии типична для ряда теорий, основанных на супергравитации. В данной статье Рената Каллош и ее супруг Андрей Линде показывают, что смена знака плотности темной энергии на отрицательный - гораздо более общее явление. При этом по современному ходу расширения Вселенной практически невозможно определить сменится ли оно быстрым коллапсом или нет. Несколько примеров различного хода расширения показаны на графике.

Наблюдения реликтового излучения уже сейчас являются одним из важнейших (самым важным?) источником наших космологических знаний. А в недалеком будущем ожидается новый виток прогресса в этой области. Автор рассуждает об этом недалеком будущем и описывает планируемый эксперимент ACT.

См. также "What can we learn on the thermal history of the Universe from future CMB spectrum measures at long wavelengths?" astro-ph/0301133.

Серия статей про спутник MAP (astro-ph/0301159, astro-ph/0301160, astro-ph/0301164).

Описываются различные детали устройства спутника, его назначение и т.д. и т.п. Наиболее общая и доступная статья - astro-ph/0301158. В связи со скорым опубликованием первых данных с этого спутника статья будет небезинтересна всем интересующимся современной космологией.

Все более-менее уверены, что на очень маленьких масштабах (порядка планковского) свойства пространства-времени должны быть отличны от привычных нам. Однако, нет никаких экспериментальных данных на этот счет (кроме довольно плохих верхних пределов). В статье рассматривается, как можно такие данные получить и какие пределы дают современные наблюдения. Авторы предлагают использовать наблюдения фазовой когерентности излучения от внегалактических источников для получения соответствующей информации (отметим, что внегалактические наблюдения в гамма-диапазоне уже активно используются для поиска масштаба квантовой гравитации, но пока - пределы, пределы, пределы...). В качестве иллюстрации рассматриваются наблюдения колец Эйри от одной активной галактики. Разумеется, опять-таки пока просто можно дать некоторые верхние пределы, но методика интересная.

Лайман-альфа лес - это набор спектральных линий (поглощение) в спектре далекого внегалактического объекта, появляющийся за счет вещества на луче зрения. Квазар (или галактика) "просвечивает" вселенную, и мы можем получать важную информацию о распределении вещества, которые другими методами часто необнаружимо. В статье описывается данный метод космологических исследований. Авторы приводят большой (для короткого обзора) список литературы. Так что желающие могут продолжить чтение, используя уже оригинальные статьи.

Один из основоположников теории инфляции довольно популярно пишет о своей тематике. В принципе ничего нового, но почитать приятно. Кроме того, построены некоторые простые графики, которые полезно иметь перед глазами, размышляя о разных моделях.

Авторы обращают внимание на то, что пока недостаточно проверена одна из гипотез. Она заключается в том, что кроме того, что частицы темной материи могут достаточно сильно взаимодействовать друг с другом, чтобы образовывать "гранулы" (grains), они могут достаточно сильно взаимодействовать с обычным веществом, чтобы находиться вокруг нас. Такие частицы получаются в некоторых теориях с т.н. "зеркальной симметрией". По мнению авторов обнаружить такие частицы (точнее гранулы) можно с помощью центрифуги, используя обычное вещество в качестве фильтра. Современные центрифуги могут давать ускорение до 10⁶ g. При упомянутой выше силе связи гранулы из частиц темной материи просто "вылетят" из исследуемого образца при работе центрифуги, если их размер больше 100 микрон. Соответственно масса уменьшится, что можно будет зарегистрировать. По мнению Митры и Фута этого может быть достаточно для обнаружения частиц, если они составляют более миллионой доли (по массе) в исследуемом образце (отрицательный результат эксперимента позволит наложить важные верхние пределы на параметры частиц темной материи, в частности может показать, что связь должна быть слабее 10 ^-10 от обычной кулоновской ).

Сразу выводы:

1. Данные по реликту подтверждают выводы по сверхновым (SN1a).
2. Только по реликту получается w < -0.4 (95% достоверности), по реликту+SN1a w < -0.8.

Обзор по сверхновым типа Ia и их космологическим приложениям.

Описываются предварительные результаты эксперимента TRIS по поиску отклонений от планковского спектра на частоте порядка 1 Ггц.

Небольшой обзор по образованию первых звезд и квазаров во Вселенной. Никаких прямых наблюдательных данных о самых первых объектах нет, поэтому рассуждения об отличиях начальной функции масс звезд "тогда" и "теперь", а также многие другие вопросы носят теоретический характер. Однако, можно сказать, что в последнее время исследования в этой области продвинулись вперед. Поэтому обзор довольно актуален.

Большой текст лекции. В списке литературы, как это сейчас принято (особенно на школах), много ссылок на сетевые ресурсы и статьи Архива электронных препринтов. Так что тем, кому 60 страниц лекций покажется недостаточным, будет легко найти материалы, где более подробно рассмотрена та или иная проблема, упомянутая в обзоре.

В скоплении галактик CL0024+1654 с множественным гравитационным линзированием удается измерить пространственное распределение как видимой, так и темной материи. Подобными свойствами обладают и некоторые спиральные галактики с измеренными кривыми вращения. Обладая подобными данными можно оценить массу частиц из которых состоит темная материя. Она оказывается равной m=540+/-180 МэВ.

Несколько лекций по темной материи: теория, наблюдения .... Содержание рассчитано на подготовленного читателя (но не на узкого специалиста). Приводится большой список литературы. Много полезных иллюстраций.

Вопрос об изменении физических констант со временем рассматривается уже очень давно. Лучший способ наблюдательной проверки - исследование спектров далеких галактик и квазаров. В последние годы эта область астрофизики довольно активно разрабатывается, были и сообщения о регистрации эффекта на низком уровне значимости (напомним, что у нас в стране этими исследованиями довольно давно занимается группа Варшаловича в С-Петербурге). Идет бурная теоретическая дискуссия по поводу того, что же может изменяться: скорость света, постоянная Планка, заряд электрона или некоторая их комбинация (все эти работы можно легко найти в электронных препринтах).

В статье авторы предлагают использовать для наблюдения эффекта (или его отсутствия) сильные небулярные линии кислорода. Применяя свой подход, они получают очень сильные ограничения на изменения постоянной тонкой структуры. Кроме оригинальной части статья содержит хорошее введение с историей вопроса и всеми необходимыми ссылками. Рекомендуем прочесть.

См. также статью Бекенштейна "Fine-structure constant variability: surprises for laboratory atomic spectroscopy and cosmological evolution of quasar spectra" astro-ph/0301566. Обсуждение этой статьи см. на Форуме.

Рентгеновский фон долгое время был загадкой. Было неясно, определяется ли он слабыми дискретными источниками, или же основной вклад вносит диффузное излучение (горячий газ). С запуском новых спутников весы качнулись в сторону дискретных источников. Авторы статьи используют данные трех спутников (ROSAT, Chandra, XMM-Newton), чтобы определить вклад дискретных источников. Он оказывается более 90 процентов.

Популярная статья на очень интересную тему. Советуем прочесть!

Большое и подробное описание очень удачного баллонного эксперимента по изучению реликтового излучения.

• astro-ph/0302207
  Первый год работы WMAP: Предварительные карты и основные результаты (First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Preliminary Maps and Basic Results)
  
• astro-ph/0302208
  Первый год работы WMAP: не фоновое излучение (First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Foreground Emission)
  
• astro-ph/0302209
  Первый год работы WMAP: определение космологических параметров (First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters)
  
• astro-ph/0302213
  Первый год работы WMAP: температура и поляризация (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) First Year Observations: TE Polarization)
  
• astro-ph/0302214
  Первый год работы WMAP: диаграмма чувствительности и функции окна (First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Beam Profiles and Window Functions)
  
• astro-ph/0302215
  Первый год работы WMAP: сигнал от Галактики (First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Galactic Signal Contamination from Sidelobe Pickup)
  
• astro-ph/0302217
  Первый год работы WMAP: угловой спектр мощности (First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Angular Power Spectrum)
  
• astro-ph/0302218
  Первый год работы WMAP: методология оценки параметров (First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Parameter Estimation Methodology)
  
• astro-ph/0302220
  Первый год работы WMAP: интерпретация пиков в угловом спектре мощности температуры (ТТ) и в корреляционной функции температура-поляризация (ТЕ) (First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Interpretation of the TT and TE Angular Power Spectrum Peaks)
  
• astro-ph/0302222
  Первый год работы WMAP: методы обработки данных и ограничения на систематические ошибки (First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing Methods and Systematic Errors Limits)
  
• astro-ph/0302223
  Первый год работы WMAP: проверка Гауссовости (First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Tests of Gaussianity)
  
• astro-ph/0302224
  Первый год работы WMAP: характеристики радиометра на орбите (First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: On-Orbit Radiometer Characterization)
  
• astro-ph/0302225
  Первый год работы WMAP: выводы об инфляции (First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Inflation)
  

Год работы WMAP позволил измерить параметры реликтового излучения на гармониках 2<l<900 с недостижимой ранее точностью. Это позволяет получить самые точные из существовавших оценки космологических параметров: возраст Вселенной - T=13.7+/-0.2 Глет, постоянная Хаббла - h=0.71+0.04/-0.03, z рекомбинации - z_rec=1089+/-1, полная плотность Вселенной - Omega_tot=1.02+/-0.02, плотность вещества - Omega_m h²=0.135+0.008-0.009, барионная плотность - Omega_b h²=0.0224+/-0.0009.

Более подробную информацию можно найти по адресу http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/map_bibliography.html.

Как появились химические элементы: космологический нуклеосинтез и звезды Популяции III.

Из-за рассеяния фотонов реликтового излучения на горячем газе корон скоплений галактик они превращаются из субмиллиметровых в рентгеновские. При этом на рентгеновской карте неба появляется избыток, а в том же месте на микроволновойнедостаток излучения (снижение температуры). Сравнение этих карт может сказать как сильно эффект Сюняева-Зельдовича влияет на результаты WMAP.

Количество гелия, синтезированного на стадии первичного нуклеосинтеза в ранней Вселенной, может быть "замаскировано" выбросом гелия от звезд первого Смотри также astro-ph/0302316.

Данные WMAP указывают на достаточно большую оптическую толщу по Томсоновскому рассеянию на электрона ионизованного вещества. Первый пик реионизации, по-видимому, приходился на z~15, вторая реионизация произошла при z~6 и длится до сих пор (т.к. окружающее нас межгалактическое вещество остается ионизованным). За подробностями - в статьи.

Звезды мерцают из-за того, что их свет проходит через земную атмосферу. Похожий эффект происходит с излучением внегалактических источников, когда оно проходит по веществу нашей Галактики. Рассмотрены возможные режимы сцинтилляций внегалактических источников, характерные времена переменности и методы их регистрации.

Новый ответ Копейкина на возражения оппонентов.

По наблюдениям объектов, излучающих в лайман-альфа (т.н. Lyman alpha emitters - LAEs) обнаружена крупномасштабная структура на z=4.86. Обнаружено скучивание LAEs на масштабах 20-50 Мпк. Этот масштаб сравним с современным масштабом крупномасштабной структуры (с учетом динамики вселенной, естественно).

Дается резюме наблюдательной части космологической конференции. Рекомендуется как короткая понятная сводка результатов.

Авторы провели независимый анализ карт WMAP. Их вывод - излучение Галактики из этих карт вычтено правильно (т.е. они достаточно "чисты"), так что на низшие мультиполи (квадруполь и октуполь) не воздействует ориентация плоскости нашей Галактики. Интересно и неожиданно, что обе этих гармоники обладают пониженной мощностью вдоль одного и того же направления (l,b)~(-10,60) - к Virgo.

Современные космологические наблюдательные данные указывают на ускорение расширения Вселенной. Это требует наличия "темной энергии". Природа темной энергии остается неясной (кроме "обычной" космологической постоянной и т.н. "квинтэссенции" может реализовываться и ряд других вариантов), а потому возможны всякие спекуляции. Вот еще одна из них. СМИ написали бы: "Американские ученые предсказывают, что мы разлетимся на кусочки".

Идея состоит в том, что т.н. "темная энергия" является т.н. "призрачной энергией", у которой сумма давления и плотности энергии отрицательна (соответствует уравнению состояния с w<-1, что не закрыто наблюдениями, более того, как видно из рисунков в статье наилучший набо параметров соответствует w порядка -3/2). Однако, положительная плотность "призрачной энергии" становится бесконечной за конечное время. И в итоге мы имеем "Big Rip" - "Большой Раскол". Т.е. вместо просто вечного расширения в ускоряющейся Вселенной (когда сохраняются структуры типа Млечнного Пути, Солнечной системы, нас с вами...) мы будем иметь суперрасширение, и "полетят клочки по закоулочкам".
Цитируем: "За месяц до конца Земля будет оторвана от Солнца, за полчаса до конца земной шар разлетится на куски.... Молекулы а затем и атомы будут разорваны за 10^-19 секунд до конца, затем распадутся ядра и нуклоны..."

Статья совсем небольшая, понятная и содержит все важные ссылки. Так что всем рекомендуем прочесть и задуматься :) Отметим, что в сегодняшней статье указана важная связь призрачной энергии с моделью стационарной Вселенной Хойла-Бонди-Нарликара-...

CSL-1 (Каподимонте-Штернберг(ГАИШ)-кандидат на линзирование-No.1) - объект состоящий из двух близких, сферических и очень похожих друг на доруга галактик. Это может быть случайной проекцией, реальной двойной галактикой или (это самый интересный вариант) результатом гравитационного линзирования на космической струне. Нужны дополнительные наблюдения.

Эффект Сюняева-Зельдовича - Понижение яркости реликтового фона за счет того, что тасть его фотонов пережодит в жесткую область после рассеяния на достаточно плотном облаке (или гало) горячих электронов - может происходить не только в скоплениях галактик но и вокруг гипотетических пока звезд первого поколения. Это явление может породить флуктуации реликтового излучения на малых угловых масштабах.

Еще одна теоретическая оценка зависимости темпа звездообразования от z. На этот раз до z~20-30 - это в свете результатов WMAP о реионизации Вселенной.

Свойства и, вероятно, эволюция одиночных галактик и галактик входящих в скопления отличаются.

Последние годы в астрофизике отмечены важным новшеством: развитие компьютерных технологий позволило проводить массированные автоматические обзоры неба в разных диапазонах. Некоторые из таких проектов связаны с космологическими исследованиями.

Напомним, что с наблюдательной точки зрения современная космология базируется на: наблюдениях реликтового излучения, наблюдениях разбегания галактик, данных о первичном нуклеосинтезе, данных по крупномасштабной структуре. Причем, в связи с возможностью достаточно детальных расчетов образования структуры последний пункт стал гораздо важнее, чем он был 20-30 лет назад.

В статье дается обзор результатов Слоановского обзора по крупномасштабной структуре. С одной стороны все стандартно: стандартная плоская модель с космологической постоянной прекрасно все описывает. С другой - это не просто новый важный кусок данных, это еще и очень красиво.

Данные WMAP по наблюдению анизотропии реликта вкупе с другими экспериментальными данными повысили точность определения космологических параметров примерно в 2 раза. Достаточно ли этого, чтобы проверить ключевые компоненты стандартной космологической модели? На двух страницах авторы показывают, что нет.

"Если нельзя, но очень хочется, то можно". Представлен класс моделей, где плотность больше критической. Автор отмечает, что модели малопривлекательны и требуют подгонки. Т.о. предсказание инфляции о близости плотности к критической остается в силе.

Наблюдательные характеристики квазаров с несколькими изображениями (из-за гравитационного линзирования) обладают целым рядом модельно-независимых свойств, которые можно вывести из очень простых соображений. Эти идею иллюстрируются на целом ряде реально наблюдаемых систем. На сайте автора действует java-апплет.

Самое мощное проявлением эффекта Сюняева-Зельдовича может наблюдаться почти у "нашего порога" - на гало галактики M31. Зона пониженной яркости реликтового фона будет иметь размер порядка 10 градусов. Такой большой размер не упрощает, а затрудняет ее обнаружение.

Большой материал, где в "педагогической" форме изложены современные данные по наблюдению обилия элементов от нашим окрестностей до больших красных смещений. Конечно же, описывается и теоретиеское понимание этой проблемы.

Большой обзор с полуторасотней ссылок. Без формул в этом деле не обойтись, но беглый просмотр показывает, что можно прорваться!

Черные дыры могут испаряться не до конца, а оставлять после себя частицу субпланковской массы (~10^-5 г). Такой вывод вытекает из ряда теорий, авторы статьи приводят для него свои основания. С другой стороны, некоторые теории ранней Вселенной (например, модели гибридной инфляции) предсказывают рождение многочисленных первичных черных дыр. Автор утверждает, что недоиспарившиеся остатки этих черных дыр могут и быть темной материей.

[Прим. Переводчика: Сейчас масса темной материи составляет около 30% от полной массы Вселенной. Для выполнения этого условия черные дыры должны были с самого начала рождаться с малыми массами.]

Довольно полное изложение того, как по сверхновым определяют космологические параметры. Разбираются (кратко) все возможные источники неопределенностей. Много (более 100) ссылок.

Обзор по струнной космологии. Автор дает краткое введение, после чего обсуждает астрономические приложения современных струнных моделей.

Что такое топологические дефекты? Какую роль они играют в космологии? Какое влияние они оказывают на анизотропию реликтового излучения? Об этих и о ряде смежных вопросов с "детальными педагогическими объяснениями". Последнюю версию текста и много картинок можно найти на сайте автора: www.iafe.uba.ar

Big Bang!
-"Первая микросекунда. Разлет нормальный.
-"Вторая микросекунда...." -"Десятая микросекунда... We have a problem!" -"Тогда читайте astro-ph/0303574"

Подробный обзор, посвященный "первой секунде жизни Вселенной". Это время между электрослабым переходом и началом нуклеосинтеза (знаменитая книга Стивена Вайнберга "Первые три минуты" в основном про эпоху нуклеосинтеза, так что данный обзор в некотором смысле "Эпизод один"). Самое важное "в эти дни" - кварк-адронные превращения (10 микросекунд), а также различные процессы с участием частиц, которые мы теперь называем "холодная темная материя".

Для чего только не используют скопления галактик в космологии! По рентгеновскому излучению горячего газа, заполняющего пространство между галактиками, определяют количество барионов во Вселенной, распределение темной материи и ее полную плотность. Синхротронное радиоизлучение позволяет определить напряженность межгалактического магнитного поля. И так далее ...

"И вновь продолжается бой..."

Бербиджи и Арп вновь пытаются нас уверить в некосмологическом происхождении красных смещений квазаров. На этот раз они изучают рентгеновские источники вблизи известной "взрывающейся" галактики М82. Полученные спектры говорят о больших красных смещениях. По мнению авторов это объекты выброшены из галактики, т.е. непосредственно с ней связаны, а выглядят они как квазары.
Но скорее всего это и есть квазары.... которые случайно проецируются на М82. Хотя количество этих квазаров вблизи М82 впечатляет. Будем следить за развитием событий.