Войды - это гигантские пустоты, в которых фактически нет ярких галактик. Имеющиеся немногочисленные "звездные острова" обычно располагаются ближе к границам войдов, а центральные области совсем избегаются галактиками.

Авторы используют данные по 245,591 галактикам до красного смещения z порядка 0.2. Найдено 289 войдов с радиусом более 10-12 Мпк. Они составляют примерно 40 процентов объема Вселенной.

Природа темной материи является одной из основных загадок современной астрофизики. Зеркальная темная материя - одна из реальных альтернатив. Во время одного из недавних докладов Зураба Бережиани я (С.П.) задавал ему вопрос о том, считали ли они образование крупномасштабной структуры в рамках своей модели зеркальной темной материи. Зураб ответил, что они работают над этим. И вот - статья.

Проведенный анализ позволяет наложить важные ограничения на параметры модели с зеркальным темным веществом.

Подробнее об этом направлении можно прочесть в кандидатской диссертации Паоло Чиарчелути.

Крупномасштабные (космологические) магнитные поля оказываются интересными астрофизикам, космологам и физикам элементарных частиц. В обзоре приведены наблюдательные о магнитных полях в масштабах галактик, их скоплений и сверхскоплений. Детально обсуждаются противоречия в этих данных и возможные пути из разрешения. Обращаю внимание на объем обзора: 146 страниц.

Численное моделирование - важнейший инструмент в космологических исследованиях. Существует много различных подходов к "созданию вселенной в пробирке". Соответственно, необходимо сравнивать разные подходы монополизм и отсутствие свободного компетентного обсуждения науке противопоказано).

Авторы (известнейшие специалисты в своей области) сравнивают два численных кода, основанных на разных методиках. Обсуждаются причины несколько различающихся результатов работы двух программ.

Дается короткий обзор современного состояния исследований космологической постоянной и стоящих перед учеными проблем. Предлагается возможный путь решения этих проблем. Кроме того предлагается космический эксперимент, призванный исследовать поведение энергии вакуума в гравитационном поле.

Согласно всем имеющимся на сегодняшний день данным во Вселенной присутствует значительное количество темного вещества. По всей видимости это некие элементарные частицы, проявляющие себя в первую очередь в гравитационном взаимодействии. В силу последнего обстоятельства темная материя важна для образования структуры во Вселенной.

Темная материя доминирует по массе в большинстве крупных галактик. По сути галактики погружены в гало темной материи. В обзоре автор последовательно и доступно описывает современные наблюдательные данные по свойствам темной материи в галактиках. Обсуждаются нерешенные проблемы. Дается исторический обзор.

Филаменты искались по обзору Las Campanas redshift survey (LCRS). Размер самых длинных из них составляет 50-80 мегапарсек. Более длинные структуры оказались статистически незначимыми.

Кратко суть: авторы полагают, что в данных по далеким сверхновым им удалось найти указание на изменение уравнения состояния темной энергии.

Обычно многие ставят знак равенства между "темной энергией" и "космологической постоянной". Строго же говоря, последнее подразумевает неизменность во времени. Если же авторы данной работы правы, то темная энегия изменяется с расширением Вселенной.

См. также работу Espana-Bonet et al. "Testing the running of the cosmological constant with Type Ia Supernovae at high z"(hep-ph/0311171).

Полупопулярное короткое эссе на тему стоящих перед космологией проблем. Пиблс выделяет шесть пунктов, работа над которыми, по его мнению, может привести к существенному продвижению в нашем понимании того, как устроена Вселенная:
1. Изучение гравитации.
2. Наблюдательные данные по космологической постоянной.
3. Физика космологической постоянной.
4. Анализ некоторых "совпадений".
5. Физика темной материи.
6. Физика очень ранней Вселенной

На самом деле стоит прочитать статью, чтобы понять, что стоит за этими пятью пунктами (наш перевод здесь не очень удачен, т.к. не отражает всех поставленных в каждом пункте проблем).

Очень простая и красивая идея: мы наблюдаем далекие сверхновые типа Ia и видим, что они несколько слабее, чем должны были бы быть во Вселенной расширяющейся согласно моделям Фридмана. И мы делаем вывод, что Вселенная расширяется ускоренно. Но снижение светимости может быть связано с тем, что часть фотонов по пути к нам превратились в другие частицы - аксионы. (Примерно такое же явление приводило к недостатку нейтрино от Солнца на Земле и закончилось открытием смешивания различных сортов нейтрино.) Строгим доказательством смешивания может стать обнаружение систематической разницы между фотометрическими расстояниями (определяемыми по светимости далеких объектов) и угловыми расстояниями (определяемыми по угловому диаметру далекого объекта).

[Замечание: Вероятно эта красивая идея все-таки не верна, поскольку ускорение расширения Вселенной независимо подтверждается и по чито космологическим данным.]

Хороший богато проиллюстрированный обзор по межгалактической среде. Много исторических отступлений и феноменологии, что конечно же облегчает чтение и понимание.

В последние годы появляются новые интересные экспериментальные данные по межгалактической среде и ее эволюции, а это теснейшим образом связано с образованием структур во Вселенной, с появлением первых звезд и квазаров ... Т.е. с самыми "горячими" темами в современной внегалактической астрономии. Поэтому такие обзоры сейчас более чем актуальны.

Напомним, что данные по крупномасштабной структуре - это один из четырех китов, на которых покоится современная наблюдательная космология. С теоретической точки зрения структура исследуется методом численного моделирования. Автор обсуждает пути развития этого направления в ближайшие годы. Важным здесь оказывается не только и не столько увеличение мощности компьютеров, а новые наблюдательные данные, которые позволяют точнее задавать начальные условия.

По объединенным данным последних обзоров пекулярных скоростей галактик (SMAC, SC, EFAR и др.) восстановлена структура крупномасштабных движений, на расстояниях до 100 Мпк (на этом расстоянии средняя скорость движения галактик составляет 350+/-80 км/с). Полученная картина показана внизу. Получившаяся структура удовлетворяет предсказаниям современной CDM космологической модели.

Крупные скопления галактик окружает очень горячий газ, его температура определяется условием равновесия в мощном гравитационном поле скопления. Часть фотонов реликтового излучения, проходя сквозь такие облака, рассеиваются на энергичных электронах и перемещаются из микроволновой области в рентгеновскую. А результате в радиодиапазоне вокруг скопления будет наблюдаться недостаток микроволновых фотонов, т.е. понижение температуры реликтового излучения. Это и есть эффект Сюряева-Зельдовича.

Построением микроволновых карт скоплений галактик в течение 2001 и 2002 годов занимался установленный на южном полюсе телескоп Viper (с помощью массива болометров ACBAR). Карты двух скоплений показаны ниже, эффект Сюняева-Зельдовича виден "невооруженным глазом".

Карты скоплений 1E0657-56 и Abell S1063 на частоте 150 ГГц. Изменение температуры реликтового излучения приведено в микрокельвинах.
Карты яркого рентгеновского скопления 1E0657-67 (z=0.299) на частотах 150, 210 и 275 ГГц.

Последняя карта взята из еще одной работы того же научного коллектива:
(astro-ph/0311263) P.Gomez et al.
Наблюдения эффекта Сюняева-Зельдовича на массивных скоплениях галактик (Sunyaev-Zeldovich Observations of Massive Clusters of Galaxies)

Что такое эффект Сюняева-Зельдовича модно прочесть в предыдущей заметке. А здесь показана картина, открывшаяся астрономам в после проведения ряда радио обзоров.

На нижней картинке изображено поведение микроволнового фона, на верхней - реальная картина, наблюдаемая при высоком разрешении. Их разность, т.е. практически все детали на верхнем изображении, проявление эффекта Сюняева-Зельдовича на далеких скоплениях галактик.

Отличный обзор, посвященный первым звездам и квазарам.

Первые (очень массивные - более чем в 100 раз тяжелее Солнца) звезды образуются на красных смещениях z=20-30. Первые квазары появляются чуть позже - на z=10. Именно таковы выводы, получаемые из численного моделирования. Они находятся в разумном согласии с данными наблюдений. Однако, последних пока недостаточно. Сейчас планируется несколько наземных и космических проектов, которые смогут "пролить свет на первый свет".

В обзоре речь идет в основном о моделировании рождения первых звезд. "На пальцах" описаны основные процессы и параметры. С этой точки зрения обзор очень удачный, на наш взгляд. Квазарам уделено значительно меньше места, но основные проблемы кратко описаны.

Более 100 ссылок помогут читателю найти необходимую дополнительную информацию.

Около половины барионов во Вселенной должны находится в теплом или горячем газе в межгалактическом пространстве. Обнаружить это вещество очень нелегко. Оно должно проявлять себя в виде деталей в спектрах далеких галактик. Авторы этой работы изучали рентгеновский спектр сейфертовской галактики, полученный на Чандре.

Исследователи в самом деле обнаружили сильную спектральную деталь, которую они связывают с теплым/горячим межгалактическим газом. Это наблюдение подтверждает расчеты, согласно которым существуют волокна такого газа. Химический состав это вещества может заметно отличаться от солнечного.

Вот так! Ни больше, ни меньше. Карта простирается от окрестностей нашей планеты до космического реликтового излучения (по сути имеется ввиду "поверхность последнего рассеяния", само-то излучение есть и вокруг нас) и включает в себя новые данные (пояс Койпера, SDSS etc.).

Читайте об этом отдельную АНКУ.

Автор рассматривает различные проверяемые альтернативы темной материи в галактиках и скоплениях галактик. Показано, что многие из них могут быть благополучно отброшены. Особое внимание уделено MOND-MODified Newtonian Dynamics.

Большие обзоры красных смещений галактик - важное достижение современной наблюдательной астрономии. В частности, это важный инструмент современной космологии. Именно о этом, а также о развитии данного направления исследований, и рассказывается в обзоре.

Очень короткий обзор по попыткам непосредственной (лабораторной) регистрации частиц темной материи. По сути сам обзор занимает менее 5 страниц, где перечислены основные типы детекторов и приведены примеры действующих (или уже отработавших) установок.

Мы много раз писали об определении космологических параметров по данным последних экспериментов, включая Слоановский цифровой обзор неба (SDSS) и спутник WMAP, изучающий реликтовый фон. Тегмарк и соавторы из команд SDSS и WMAP представляют по-видимому наиболее полное на сегодняшний день исследование.

Не будем вдаваться в детали - они приведены в статье (а также в сопутствующих работах, о которых чуть ниже). Приведем результаты:
постоянная Хаббла: 70 км/с/Мпк
плотность вещества: 0.3
масса нейтрино: <0.6 эВ.

Авторы детально описывают параметры, модели, которые они используют и т.п., сопровождая это понятными иллюстрациями.

В отдельной статье "The 3D power spectrum of galaxies from the SDSS" описываются результаты Слоановского обзора по исследованию крупномасштабной структуры на базе измерений 205,443 галактик. Опять же внимательно исследуются возможные источники ошибок и неопределенностей. Это большая статья, содержащая 40 рисунков. один из которых мы приводим.

На рисунке приведено распределение >67000 галактик вблизи экваториальной плоскости. Цвет кодирует абсолютную звездную величину.

Упомянем здесь же статью Бонда и др. "Cosmic microwave background snapshots: pre-WMAP and post-WMAP". В ней, как ясно из названия, речь идет о наблюдениях микроволнового (реликтового) фона до и после WMAP. По сути это обзор. Авторы также выводят основные космологические параметры.

Возможно, не лишне упомянтуь и работу "Morphology of Mock SDSS Catalogues", в которой данные SDSS используются для изучения сверхскоплений.

Важным объединяющим моментом всех этих работ является создание согласованной космологической картины (см. также АНКУ "Карта Вселенной").

Описаны результаты последнего полета балонного эксперимента Archeops по измерению микроволнового излучения. Кроме, естественно, космологических результатов, описаны и другие. Особый интерес представляет подробная карта диффузного субмиллиметрового излучения в плоскости нашей Галактики (напомним, что при построении полной карты реликтового фона приходится вычитать вклад Галактики, а это совсем непростое дело).

Карта Галактики на волне 353 ГГц.

Если вы придумали "сумасшедшую" схему мироустройства, то вам сразу надо задуматься над возможностью проверки вашей теории. Причем важно не только, чтобы ваша теория объясняла все то, что и другие. Важно найти критический тест: что смогло бы разделить проявления разных структур. В этой работе автор рассматривает один из вариантов бранного мира Рандалл-Сандрам. Показано, как будущие эксперименты смогут различить живем ли мы в соответствующем мире бран или нет.

Очень интересная и важная статья! Она содержит "педагогический" разбор широко распространенных заблуждений относительно расширения Вселенной.

Расширение Вселенной - явление настолько необычное и странное, что тут легко запутаться. Короткий вопрос коллег показал, что в головах астрофизиков и правда существует путаница, описанная в статье. В первую очередь речь идет о вопросе: "Можно ли наблюдать галактики, удаляющиеся от нас быстрее скорости света?" Правильный ответ - "да". Надо покаятся, что и мы внесли вклад в распространение заблуждений. Успокаивает лишь приведенный в статье список, где перечислены наиболее "громкие" ссылки (включая книги и статьи Дэвиса, Лиддла и др.), где также говорится о принципиальной невозможности наблюдения галактик, чья скорость удаления от нас (связанная с расширением Вселенной) певышает скорость света.

Очень советуем прочесть и разобраться!

Это вводная лекция, которая призвана достаточно популярно обрисовать взаимосвязи между физикой микромира и космологией. На самом деле, это скорее обзор по космологии, где особое внимание уделено проблемам, которые могут иметь отношение к микромиру (темная энергия, космические лучи сверхвысоких энергий и т.п.).

См. также вторую статью Эллиса "Cosmic Connections".

Хаббл подтвердил свой закон разбегания галактик по наблюдениям близких объектов местной группы галактик (r<3 Мпк). Позже, когда были измерены расстояния и красные смещения гораздо более далеких галактик, выяснилось, что это подтверждение было случайным: пекулярные скорости близких к нам галактик намного превышают скорости систематического Хаббловского удаления. Таким образом, обнаруженная Хабблом зависимость на малых расстояния отражает не общее расширение Вселенной, а структуру местного потока галактик.

В данной работе проведено моделировании движений галактик местной группы и показано, что в прошлом "постоянная Хаббла"определенная по этим галактикам была бы существенно больше ее истинного значения.

Отношение скорости к расстоянию ("постоянная Хаббла") для некоторых галактик местной группы в прошлом

Космологические наблюдения последних нескольких лет (в первую очередь продолжающийся эксперимент WMAP) дают серьезные ограничения на параметры нейтрино: в первую очередь на число легких нейтрино и на их массы (в зависимости от числа).

Крайне интересная статья: наша Вселенная может иметь нетривиальную топологию. В этом случае одни и те же ее области мы наблюдаем в нескольких местах на небе, что и объясняет крупномасштабные корреляции температуры реликтового фона. Но об этом надо писать гораздо подробнее.

А вот эта статья утверждает, что большинство топологически нетривиальных моделей может быть отброшено, по крайней мере для топологических шкал меньших 24 Гпк.
astro-ph/0310233 Neil J. Cornish et al. Ограничения на топологию Вселенной (Constraining the Topology of the Universe)

По данным Слоановского цифрового обзора неба получены вириальные оценки масс черных дыр более чем в 12000(!) квазаров с 0.1<z<2.1. Эти массы лежат в интервале от 10⁷M_o до 3x10⁹M_o, т.е. не превышают массы самых больших черных дыр, наблюдаемых в центрах галактик. Более того, болометрическая светимость квазаров не превосходит эддингтоновский предел, соответствующий оценкам масс находящихся в них черных дыр.

Отдельное исследование выборки квазаров с 1.9<z<2.1 показало, что большинство черных дыр с M>3x10⁸M_o существовало уже тогда.

Распределение 1069 квазаров c 1.9<z<2.1 по абсолютной звездной величине. Черная гистограмма показывает аналогичное распределение подмножества квазаров, чья масса превышает указанный на рисунке порог.

Первыми (после рекомбинации вещества во Вселенной) мощными источниками ультрафиолетового излучения стали массивные звезды Первого Поколения. Вокруг таких звезд образовывались ионизационные фронты, отделявшие область вещества ионизованного звездой от окружающей нейтральной среды. По мере удаления фронта от звезды режим его движения изменялся. Расчеты проделанные авторами показывают, что примерно 95% ультрафиолетового излучения покидали окрестности звезд.

Как показано в данной статье, такие вехи в истории образования галактик, как рождение первых звезд или полная реионизация межгалактической среды, происходят в разные моменты времени в разных областях Вселенной. Этот разброс объясняется тем, что в некоторых из этих областей галактик больше, а в некоторых меньше. И он почти на порядок величины превышает получавшиеся ранее оценки, согласно которым повторная ионизация должна была проходить быстро.

Подобный разброс момента полной ионизации вещества в различных точках Вселенной может объяснить некоторые свойства карликовых галактик, но одновременно вызывает много новых вопросов.

Проекты поиска далеких сверхновых ведутся уже несколько лет, зарегистрировано несколько десятков таких событий (0.3<z<1) - теперь можно приступить к статистической обработке всего множества зарегистрированных явлений.

В данной работе был выполнен следующий анализ - для различных эмпирических законов звездообразования во Вселенной (показанных на рисунке) была оценена задержка между образованием звезды, из которой возникла сверхновая, и моментом взрыва. Даже в общем случае этот интервал оказывается довольно велик: порядка или более 1 млрд.лет, для закона звездообразования Мадау получается оценка >1.7 млрд.лет (на 95% уровне значимости), для закона Ланцетта в котором звездообразование на больших z существенно выше - >2.5 млрд.лет.

Эмпирические законы звездообразования во Вселенной: (слева) закон Мадау - максимальный темп звездообразования приходится на z=1.5-2; (в центре) закон Ланцетта - темп звездообразования растет с z, до z~2 - быстро, затем - медленнее; (справа) закон Кови-Стейделя с постоянным темпом звездообразования при z>2.

Еще одна статья тех же авторов на близкую тему:

astro-ph/0309797 Частота вспышек сверхновых типа Ia в скоплениях галактик при z<1: приложение к происхождению сверхновых и источникам железа в скоплениях (The Type-Ia Supernova Rate in z < 1 Galaxy Clusters: Implications for Progenitors and the Source of Cluster Iron)

Мы неоднократно писали о работах Фута и компании, и вот, по словам автора, дается педагогический обзор соответствующих проблем.

Для одиннадцати сверхновых на красных смещениях z=0.36-0.86 с помощью камеры широкого поля WFPC-2 Хаббловского телескопа были получены очень точные кривые блеска. Данные по этой группе сверхновых были обработаны независимо и они подтверждают полученные ранее (по другим далеким сверхновым) данные об ускоренном расширении Вселенной. А будучи объединены с более ранними данными проекта "Космология по Сверхновым" (Supernova Cosmology Project) эти результаты дают следующие оценки космологических параметров:

(Первая пара +/- представляет собой статистическую погрешность,
второе число - систематическая ошибка с отождествленными источниками.)

Новая выборка имеет гораздо более точные цвета и позволяет существенно точнее учитывать поглощение света в галактиках, где происходили вспышки Сверхновых.

Более подробные данные и рисунки с высоким разрешением к данной работе можно найти на сайте http://supernova.lbl.gov.

MAXIMA (Millimeter wave Anisotropy eXperiment IMaging Array) - баллонный эксперимент по измерению анизотропии микроволнового фона на частотах 150, 240 и 410 ГГц с угловыми разрешениями от 10' до 5^o. Комбинированная чувствительность 16 болометров MAXIMA составляет примерно 40 микроК/с^1/2. В 1999 году было произведено два запуска аппарата (в северном полушарии), общая длительность наблюдений в которых составила 8.5 часов. За это время была сделана микроволновая карта примерно 300 кв.град неба.

MAXIMA, а также ряд других баллонных и наземных экспериментов (BOOMERANG, QMASK, DASI) предвосхитили результаты космического эксперимента WMAP (а по измерениям с высоким разрешением превосходят их до сих пор).

В данном обзоре приведено систематическое описание и изложение результатов эксперимента MAXIMA.

Блок приемников (болометров) MAXIMA.

Дополнительная информация, карты, построенные MAXIMA, спектр мощности анизотропии доступны на сайте проекта http://cosmology.berkeley.edu/maxima/.

См. также статью "Archeops: an instrument for present and future cosmology" (astro-ph/0309349), посвященную другому проекту.

Довольно давно Грищук и Зельдович написали работу о том, как неоднородность Вселенной на масштабах много больших размеров ее нынешнего горизонта сказывается на анизотропии реликтового излучения. Этот эффект связан с тем, что по мере увеличения размера горизонта (из-за расширения Вселенной) в него проникают возмущения плотности с масштабами, которые раньше не могли наблюдаться и, таким образом, Вселенная "немного чувствует" то, что расположено за ее пределами. Неоднородность на сверхкрупных масштабах сказывается на амплитуде квадруполя (самой низшей гармоники) реликтового микроволнового фона.

Если же теперь взять спектр анизотропии реликта, построенный по наблюдениям WMAP, то можно получить нижний предел масштаба загоризонтной неоднородности распределения вещества во Вселенной. Эта оценка оказывается в 3927 большей размеров нынешнего горизонта (при уровне значимости равном 95%). [Прим.: Отметим, что амплитуды трех наинизших гармоник анизотропии реликтового фона считаются аномально низкими настолько, что для объяснения этих фактов пытаются привлекать "новую физику". Из-за этого, возможно, будут возникать проблемы с непосредственным применением результата Грищука и Зельдовича.]

Небольшая популярная по сути статья. Очень легкая для чтения. Поэтому рекомендуем.

Из-за применения новых технологий в наблюдениях в наблюдательной космологии началась новая эпоха, одна из самых успешных в ее истории. В общем это еще один достаточно интересный и не слишком сложный обзор. В виду ясности изложения крайне рекомендуем его неспециалистам.

Для более подготовленных читателей упомянем свежайший обзор WMAPing the Universe: Supersymmetry, Dark Matter, Dark Energy, Proton Decay and Collider Physics. В этой объемной работе авторы обсуждают ограничения на суперсимметричные модели, даваемые новыми космологическими наблюдениями, в первую очередь полученными на спутнике WMAP.

Сенсация начала 2003 года - данные по анизотропии реликта, полученные WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) - показали нам, что вещество во Вселенной было повторно ионизовано при z~20 (породив равную 0.17+/-0.04 оптическую толщу по Томпсоновскому рассеянию). Существенную роль в реионизации должны были сыграть звезды первого поколения (популяции III). Но часть излучения этих звезд должна дойти до нас напрямую (в ослабленном и покрасневшем виде). Эти источники должны породить специфическую анизотропию в фоновом инфракрасном излучении на угловых масштабах порядка десятков минут. При "удачном стечении обстоятельств" анизотропия инфракрасного излучения от звезд популяции III (z~10-20) на угловых гармониках l~1000 будет превышать анизотропию от близких галактик (z~1) и может быть зарегистрирована современными приборами.

Вклад различных источников в спектр мощности инфракрасного фона: сплошные синие линии - звезды популяции III (оптимистическая (A) и пессимистическая (B) оценки), красные сплошные линии - фон галактик на различных красных смещениях, пунктирные линии - чувствительности различных приборов и спутников.

Инфляция пока не имеет прямых наблюдательных подтверждений, но косвенных уже достаточно много, чтобы относиться к этой теории более чем серьезно. Теория струн выглядит очень привлекательно с теоретической точки зрения. Возможно, что ее развитие приведет к созданию некоторой общей теории, которая сможет собрать воедино кусочки современной картины мира. Поэтому есть основания надеяться, что в струнной теории должна появляться инфляция. На эту тему есть множество работ. В своей статье группа авторов, включающая Ренату Каллош и Андрея Линде, детально рассматривает эту проблему.

Основной вывод не очень оптимистичен: обычно недоучитываются некоторые детали, которые оказываются критичными. Поэтому пока рано говорить о том, что в теории струн естественным образом возникает инфляция, требуется некоторая подгонка параметров. Но авторы выражают надежду, что это не непреодолимая трудность, и пока подгонка не выглядит слишком натянутой.

Перевод названия не вполне дословен, однако хорошо передает суть. Авторы развивают свою модель, в которой Вселенная как бы пробуждается из метастабильного т.н. эйнштейновского состояния, после чего следует инфляция и далее обычный стандартный сценарий.

Собственно, в стандартном сценарии все более-менее хорошо до инфляции (даже, можно сказать, до инфляции включительно). Но что было до? Привлекательной выглядит идея тем или иным способом избежать сингулярности. В рамках многих моделей на уровне теорем доказана неизбежность сингулярности, но есть и другие варианты. В частности, если вселенная закрыта, то сингулярности можно избежать. Современные измерения дают параметр плотности 1.02+/-0.02. С одной стороны это сильный аргумент в пользу плоской модели, и не зря она наиболее популярна. С другой стороны такой результат позволяет "протащить" как открытую, так и закрытую модель. Последнюю возможность и исследуют авторы.

Лекция может служить введением в проблемы эволюции Вселенной на самых ранних этапах ее существования и в фундаментальные физические процессы, действующие в это период: физику элементарных частиц, теорию великого объединения и общую теорию относительности. Особый упор в данном обзоре сделан на инфляцию и квантовые инфлатонные поля. Рассмотрены также вопросы интерпретации анизотропии реликтового излучения и будущие перспективы теории, в первую очередь "в свете" темной материи и теории струн.

Большой детальный обзор о лабораторных поисках темной материи, в первую очередь на установке DAMA в подземной лаборатории Гран Сассо (Италия). Хотя в общем-то мало кто сомневается в существовании темной материи, но пока ее "не потрогают руками", окончательной ясности не будет.

Мрачная эпоха - это время от z=1000 (красное смещение реликтового фона) до момента появления первых звезд (и, возможно, квазаров). Т.к. в эту эпоху не было ярких источников, то мы очень мало знаем о ней. Напоминаем, что статьи для Science пишутся на достаточно популярном уровне, а потому у всех есть шанс узнать из этой работы кое-что новое о времени, когда звезды еще не зажглись.

Топологические дефекты - очень простые объекты. Если в природе существует поле, потенциал которого (зависимость энергии от амплитуды) имеет вид "бутылочного донышка" или "мексиканской шляпы", с локальным максимумом в центре, окруженным кольцевым минимумом,

Типичный потенциал поля, приводящий
к образованию топологических дефектов.

то может произойти следующее: пока температура Вселенной (т.е. средняя энергия всех частиц) велика по сравнению с центральным максимумом, среднее значение поля равно нулю (из-за симметричной формы потенциала). По мере остывания частицы начинают чувствовать максимум и, в конце концов, должны оказаться в одной из точек кольцевого минимума. В достаточно удаленных друг от друга причинно-независимых частях Вселенной поле "падает" в разные точки кольца, в результате чего естественно возникают ситуации, подобные показанные на рисунке: вокруг топологического дефекта направление вектора поля пробегает все возможные значения, а в самом дефекте поле "не знает куда ему падать".

Образование топологического дефекта - космической струны -
при фазовом переходе и структура поля вокруг него.

Существование подобных полей предсказывается многими моделями элементарных частиц. Подобные дефекты возникают не только в ранней Вселенной, но и при различных фазовых переходах.

В настоящее время различные независимые данные наблюдений указывают на то, что наша Вселенная "плоская". С использованием данного результата, обрабатывая и комбинируя данные слоановского цифрового обзора неба (SDSS) и спутника WMAP, авторы получают новые аргументы в пользу существования темной энергии.

В обзоре описываются основные наблюдательные факты, свидетельствующие в пользу существования темной материи. Автор пытался излагать в достаточно доступной, но строгой форме ("педагогической" по его определению). Видимо, это ему удалось.

В свое время Стивен Вайнберг написал знаменитую популярную книжку "Первые три минуты" (она переводилась и на русский язык, а недавно была переиздана). Этот обзор написан более строгим языком, поэтому все аспекты эволюции Вселенной в него не вместились, места хватило только на первичный синтез элементов (правда обзор еще охватывает в семь раз больший интервал времени).

Как и сколько синтезируется дейтерия, гелия-3 и -4, лития-7? Как эти величины связаны с космологическими параметрами? Какие ограничения на их основе можно сделать? На сколько надежно? - Вот основные вопросы, рассматриваемые в данном обзоре.

Эта статья частично перекликается с препринтом astro-ph/0306431, аннотация которого была опубликована в 48-м выпуске нашего обозрения.

Поведение самых низких мультиполей анизотропии реликтового излучения необычно. В данной статье подмечены три интересные особенности:

1. Квадруполь реликтового излучения ниже ожидаемого из теории. Случайное отклонение такой величины имеет вероятность реализации 1/20.
2. Октуполь тоже мал. Вероятность случайно реализации октуполя 1/20 (совпадение вероятностей, действительно, чисто случайно).
3. Наблюдается очень близкое расположение осей квадруполя и октуполя, вероятность случайной реализации которой 1/60.

Однако наблюдаемые свойства получают естественное объяснение в модели Вселенной с более сложной - тороидальной - топологией с радиусом свертки равным примерно половине радиуса горизонта.

Карта анизотропии реликтового излучения по данным WMAP (вверху),
ее квадруполь (в середине) и октуполь (внизу).

Дополнительные сведения можно найти на сайте авторов http://www.hep.upenn.edu/~angelica/topology.html.

Недавно мы писали о попытках объяснить ускоренное расширение Вселенной с помощью модифицированной гравитации. В данной короткой заметке авторы показывают, что это очень непросто. Более того, их заключение состоит в том, что требуемые параметры противоречат многим хорошо установленным фактам.

Без всяких объяснений просто цитирую автора: Мы рассмотрели космологические данные (анизотропию реликта, сверхновые типа Ia и крупномасштабную структуру) и пришли к выводу, что в рамках простой линейном модели уравнения состояния темной энергии нашу Вселенную ожидает один из трех возможных вариантов будущего:

1. бесконечное расширение в конечный момент времени не ранее 7 млрд. лет от сегодняшнего дня [подробнее см. "Большой разрыв"];
2. бесконечное ускоренное расширение Вселенной при доминировании темной энергии;
3. диссипация темной энергии в будущем, после чего Вселенная будет бесконечно расширяться по фридмановскому закону a(t)~t^2/3.

C выводами автора можно спорить или сомневаться в их точности, но столь "разнообразное" будущее говорит о том, сколь еще велики неопределенности в данной области науки.

Авторы критически рассматривают идею о том, что ускоренное расширение Вселенной может быть связано не с темной энергией, а с модифицированной гравитацией. Интересное заключение, к которому они приходят, состоит в том, что в случае модифицированной гравитации (объясняющей наблюдаемое ускорение) будут заметные эффекты на масштабах существенно меньших Хаббловского (вплоть до Солнечной системы). Кроме того, рост космологических возмущений плотности в случае модифицированной гравитации будет более медленным. Наблюдения самого ближайшего будущего (данные по космологическим сверхновым и крупномасштабной структуре - для возмущений, две миссии к Меркурию - для Солнечной системы) дадут или очень серьезные (убийственные?) ограничения на модифицированную гравитацию как объяснение ускорения расширения Вселенной, или же дадут "положительный эффект" - т.е. будут зарегистрированы предсказанные МГ эффекты.

Очень часто космологию ранней Вселенной представляют как какую-то смесь математики и философии (плюс немножко религии по вкусу). Примерно так оно и было лет эдак .... (авторы обзора тогда еще не родились). Сейчас все большее и большее значение приобретают наблюдения. Модели надо проверять! Именно этим и занимаются авторы данной статьи. Конкретно, речь идет о проверке хаотической инфляции в модели Рандалл-Сандрам (отметим, что фактически идея, использованная Рандалл и Сандрамом, была ранее предложена Мерабом Гогберашвили, см. об этом также в обзоре Рубакова (2001)).

фото Лизы Рандалл оказалось найти гораздо проще, чем фото Рамана Сандрама, наверное нам понятно почему...

Авторы проводят сравнения предсказаний теории для разных параметров с данными WMAP и 2dF (об этом обзоре мы писали в прошлом выпуске). Результаты говорят о том, что параметры квадратичного потенциала могут быть сильно ограничены уже существующими данными. По сути авторы хотят сказать, что в простом варианте такая теория уже начинает противоречить наблюдениям. Чувствуется, что с запуском спутника Планк теоретикам станет еще сложнее...

Общим местом стало рассуждение о том, что в последние 10-20 лет в космологии имеет место наблюдательный бум: многочисленные (наземные, баллоные и космические) эксперименты по наблюдению реликтового излучения, наблюдения объектов на больших красных смещениях, изучение крупномасштабной структуры ... Одним из важных проектов самого последнего времени является 2dF (что означает "двухградусное поле") обзор красных смещений. В ходе работы проекта получены красные смещения для 221414 источников (в основном это, разумеется, галактики). В статье представлены окончательные результаты проекта (см. также Астрономические картинки дня от 14 июня 2000, и 4 сентября 2001).

Обзор современной космологии для физиков. Кратко затронуты все основные проблемы: как решенные, так и нерешенные. Темная материя, синтез элементов, динамика расширения и т.д. Несмотря на то, что обзор написан для физиков, никаких сложных формул там нет. Поэтому статью можно рекомендовать всем, кто следит за развитием науки о Вселенной.

Статьи на тему об изменении фундаментальных констант со временем регулярно появляются среди препринтов astro-ph, gr-qc и в некоторых других разделах arXiv.org. Чаще других в последние несколько лет обсуждается вопрос о переменности (или постоянстве) постоянной тонкой структуры . Этот интерес вызван появлением нового метода обнаружения такой переменности - через измерение отношения длин волн дублетов некоторых спектральных линий. Этот метод был предложен и впервые применен группой астрофизиков из Санкт-Петербургского Физико-Технического Института, а затем получил широкое распространение.

Однако измерение спектров далеких квазаров не единственный способ следить за изменением со временем. Оказывается светимость сверхновых типа Ia в максимуме уменьшается при увеличении . Планируемый сейчас космический эксперимент SNAP, который должен обнаружить и измерить светимость большого числа космологических сверхновых, сможет определить изменение постоянной тонкой структуры с точностью порядка 10^-2. (Правда по квазарам постоянство этой величины проверено с точностью лучше 10^-4:).

Смотрите также препринт astro-ph/0306483, который посвящен измерению переменности постоянной тонкой структуры спектральным способом на десятиметровом телескопе Кек.

Небольшой обзор по магнитным полям на больших масштабах. Основная проблема в этой области: откуда взялись первичные магнитные поля? Мы знаем, как можно усилить поле (придуманы разные динамо-механизмы). Но надо, чтобы было что усиливать. Собственно, статья посвящена различным механизмам генерации первичного поля. Для нефизиков читать будет непросто, зато для физиков будет интересно.

Впервые анизотропия реликтового излучения была измерена примерно 10 лет назад в экспериментах COBE и Реликт. Оба этих эксперимента проводили наблюдения всего неба, т.е. позволили определить самые низшие мультиполи (диполь, квадруполь и т.д.). Многочисленные последующие эксперименты проводили измерения на небольших участках неба, и низшие гармоники были для них недоступны. Следующей миссией, которая смогла померить низшие мультиполи, стал лучший на сегодняшний день эксперимент WMAP (мы много о нем писали в последние полгода).

Неожиданным результатом WMAP оказалось очень малая амплитуда нескольких самых низких мультиполей, т.е. Вселенная, которую мы видим, в наиболее крупных масштабах (несколько меньше или сравнимых размером горизонта ~10²⁸ см, но не превышающих его!) оказалась гораздо однороднее, чем мы могли ожидать.

Следует заметить, что наиболее низкие мультиполи, соответствующие самым большим угловым масштабам на небе, имеют наименьшую статистическую значимость. Это утверждение достаточно просто объяснить - для самых низких гармоник на небе можно выделить всего несколько независимых площадок соответствующего углового размера, в этом случае флуктуация сигнала в одной из них может заметно повлиять на значение амплитуды для данного мультиполя в целом.

Вопрос о том выходят ли результаты WMAP за пределы достоверности современных моделей или нет - интенсивно обсуждается в последние месяцы. Данная работа Эфстафио - одна из них. Его заключение - для объяснения амплитуды низших мультиполей привлекать новую физику не требуется.

Теоретические спектры амплитуды анизотропии реликтового излучения и данные WMAP. В статье обсуждается поведение трех самых левых точек.

Однако его оппоненты с этим не согласны - см., например, работу Кесдена и др. (astro-ph/0306597) в которой они приходят к противоположным выводам.

Безусловно, лучшие популярные статьи пишутся крупными авторитетными учеными, имеющими опыт и талант популяризаторства. Острайкер и Штейнхард безусловно относятся к их числу. Данная статья (без опознавательных знаков) представляет собой популярный обзор, посвященный темной материи. Авторы начинают с самого начала, с азов, продвигаясь постепенно к основной теме статьи:"как по данным о галактиках можно получить важную информацию о свойствах темной материи".

(Стивен Вайнберг - классик современной космологии. Его книга "Гравитация и космология" долгие годы была лучшим учебником по космологии (она очень хороша и сегодня, но только в отношении классических разделов этой науки), а его брошюра "Первые три минуты" была научно-популярным бестселлером.)

Окружающий нас мир неоднороден в малых (по космологическим меркам) масштабам. Причина этого в том, что в далеком прошлом во Вселенной существовали небольшие возмущения. (Эти возмущения существовали "всегда" они восходят к квантовым флуктуациям на момент Большого взрыва.) Возмущения могли быть трех принципиально различных типов: плотности вещества (адиабатические), скоростей частиц (вихревые) и гравитационного потенциала (тензорные гравитационные волны). По мере расширения Мира вихревые возмущения убывают быстрее всего и на сегодняшний день не должны давать сколь-нибудь заметных проявлений (например в анизотропии реликтового излучения). Наблюдения этому теоретическому утверждению не противоречат. Адиабатические и тензорные моды должны присутствовать и сегодня. Согласно теории адиабатические моды существуют на любых угловых масштабах, а гравитационные волны (тензорные моды) только на достаточно крупных. Отношение вкладов адиабатических и тензорных мод на низких мультиполях важный и интересный космологический параметр.

В данной заметке выведена аналитическая формулы для затухания тензорных мод в мире заполненном, свободными нейтрино. Получен ряд интересных соотношений.

Всем советуем прочитать эту статью. По сути это отредактированная стенограмма доклада на конференции, посвященной 60-летию Стивена Хокинга. Стиль изложения замечательный: с шутками и лирическими отступлениями. Гус, будучи одним из основателей теории инфляции, детально и интересно рассказывает об истории этих событий, происходивших около 20 лет назад. Можно непосредственно ощутить многие особенности работы "на линии фронта".

Вторая часть статьи посвящена новой работе Борде, Виленкина и Гуса, в которой они показали, что по крайней мере наиболее простые модели инфляции, будучи "вечными" в будущем, все-таки требуют "начала" в прошлом.

Некоторая часть работы, как следует из названия, посвящена первичным возмущениям (эта была проблема первой теории, предложенной Гусом, в дальнейших работах - прежде всего статьях Линде - эта проблема была решена). Т.о. более "продвинутым" читателям может быть интересно прочесть свежую оригинальную работу "Cosmological Perturbations in a Big Crunch/Big Bang Space-time", посвященную проблеме космологических возмущений.

Изучение собственно температурных флуктуаций реликтового излучения за последнее десятилетие продвинулось очень далеко. Конечно, дальнейшее повышение точности таких экспериментов принесет еще много интересного, но качественно новой информации космологи ожидают от наблюдений поляризации микроволнового фона. В распределении поляризации по небу можно выделить ортогональные моды (E и B). Первая из них (E) связана с начальными адиабатическими возмущениями плотности, а вторая (B) - с гравитационными волнами. Однако, при проведении процедуры разделения мод могут возникнуть сложности. Одна из них обсуждается в данной статье: если распределение поляризации измерено не на всем небе, а только на каком-то его участке (это типичная ситуация для большинства экспериментов по измерению флуктуаций реликта), то E и B моды не удается разделить "чисто". В этом случае более слабая B-мода может оказаться очень сильно искаженной.

Распределение E-моды поляризации
в горячем пятне реликтового излучения

Короткое описание основных результатов работы баллонного эксперимента Археопс (Archeops). Статья начинается с короткого введения, посвященного реликтовому излучению. Затем описывается сам эксперимент. Это охлаждаемые гелием приборы, аналогичные тем, что будут установлены на спутнике Planck. Вторая половина статьи посвящена результатам наблюдений. Археопс получил спектр мощности реликтового фона от l порядка 10 до l порядка 300. Т.е. хорошо прописался первый пик, что находится в прекрасном согласии с данными других экспериментов. Основной задачей было прописывание спектра от 10 до 100, чтобы связать данные COBE на малых l с данными множества наземных и баллонных экспериментов на l больше 100.

Как определить постоянную Хаббла? Для этого надо разделить скорость с которой далекая галактика удаляется от нас на расстояние до нее. Скорость измеряется просто и точно - по красному смещению спектральных линий. Процедура определения расстояния гораздо сложнее. Классическая шкала расстояний состоит из многих частей - расстояния до самых близких звезд, затем до более далеких и ярких, потом до самых ярких, таких как цефеиды и Сверхновые, которые можно обнаружить в других галактиках. Но каждый шаг вносит свою погрешность, в результате чего ошибка в расстоянии до удаленной галактики может оказать достаточно большой.

Гравитационное линзирование на галактиках и их скоплениях позволяет измерять расстояние до источника излучения минуя промежуточные шаги. Для этого необходимо измерить разницу времен прихода сигнала от разных изображений источника. Для этого, конечно, необходимо, чтобы линзируемый объект был переменным. Идея подобных измерений была предложена давно, с момента открытия первых гравлинз интерес к ней не исчезает. В настоящее время временная задержка измерена уже для 10 гравитационных линз.

Временная задержка не единственная величина, необходимая для получения расстояния или постоянной Хаббла, еще необходимо знать распределение вещества в гравитационной линзе (или задать какую-то ее модель). Разница оказывается довольно сильна - при изотермическом распределении вещества (которое соответствует плоским кривым вращения галактик) авторы дынной статьи получили значение постоянной Хаббла H₀=48+/-3 км/c/Мпк, а для более концентрированных к центру галактик с гало из темной материи при постоянном отношении масса/светимость - значение H₀=71+/-3 км/c/Мпк. (Оба значения получены по одной и той же выборке линз.) Второе из указанных значений H₀ совпадает с полученными другими способами, первое - существенно ниже.

Смотри также статью Кумпанса astro-ph/0306216.

Долгое время в вопросе о ходе формирования галактик друг с другом конкурировали две теории: теория фрагментации утверждала, что сначала газ (вещество) собиралось очень крупные облака (из-за плоской формы из назвали "блинами"), эти облака затем из-за гравитационной неустойчивости распадались на части из которых и образовывались галактики. Причем крупные галактики в среднем появлялись быстрее и раньше, чем мелкие. Теория иерархического скучивания описывала противоположное направление эволюции - от мелких газовых облачков (которых наблюдаются в Лайман-альфа-лесе) - к карликовым галактикам, а от них - к крупным массивным спиралям.

Наблюдения с Хаббловского телескопа нашли подтверждение второй теории, на красных смещениях z~3 иерархическая "сборка" галактик из мелких частей наблюдается напрямую.

Короткий обзор без формул, но с множеством картинок про то, как в лабораториях ищут частицы темной материи, какими они могут быть, и что такое, в частности, суперсимметричная темная материя. Занимательной информации в статье немного. В основном "шершавым языком плаката" рассказывается о конкретных экспериментах (как работающих, так и планирующихся) и об их результатах (результат, как известно, нулевой, есть только верхние пределы. Однако, деятельность эта абсолютно необходимая, т.к. пока частицы темной материи "не поймают за бороду и не засунут в пробирку", мы не сможем быть окончательно убеждены в правильности многих космологических теорий).

См. также следующую статью, посвященную той же тематике.

Скорее всего частицы, составляющие темную материю, будут достаточно (или очень) массивными и слабо взаимодействующими с обычным веществом. (С этим утверждением согласно большинство космологов и астрофизиков.) Для класса этих частиц была даже придумана специальная аббревиатура, отражающая их феноменологические свойства, WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles - Слабо Взаимодействующие Массивные Частицы). До сих пор не открытые суперсимметричные партнеры обычных частиц, которым посвящен данный обзор, вполне подходят на это роль.

Такие частицы можно искать "косвенным" образом - по реакциям в которые они вступают (для каждого типа WIMPs будут характерны свои реакции) или "прямым" методом - по механическому воздействию этих тяжелых частиц на детектор.

Сравнение прямых и непрямых методов регистрации, результаты проводимых экспериментов и перспективы будущих - вот основная тема обзора.

В последнее время проблема изменения констант (в первую очередь постоянной тонкой структуры) привлекает все большее внимание теоретиков. Связано это, по всей видимости, с неподтвержденным результатом о наличии вариации постоянной тонкой структуры с космологическим красным смещением. В данной работе дается небольшой обзор теоретических моделей (в основном струнных), в которых "постоянные непостоянны". Обсуждаются планируемые эксперименты по проверке этих сценариев.

Теория космологических возмущений наиболее точный количественный аппарат, который в последнее время все шире применяется для оценки различных космологических параметров и проверки различных моделей.

В этой лекции дан обзор классической (Ньютоновской) теории неустойчивостей, развитие космологических неустойчивостей в ОТО, связь с начальными условиями на инфляционной стадии и с квантовыми возмущениями на субпланковских масштабах.

Короткий доклад Стивена Хокинга, посвященный разным подходам к изучению Вселенной. Стандартные подходы (инфляция, т.н. "pre-big-bang" etc.) Хокинг называет "bottom up" - снизу вверх. История Вселенной рассматривается от некоторого начального состояния до наших дней, и проблема сводится в заданию таких начальных условий, чтобы получить то, что мы видим (и что существовало бы и без нас). Этому он противопоставляет подход "сверху вниз" ("top down").

Подход Хокинга основан на утверждении, что "рождение Вселенной" (чтобы под этим не подразумевалось) было квантовым событием, а значит у Вселенной нет одной истории. С некоторой вероятностью (амплитудой) все возможно. Поэтому для описания эволюции Вселенной следует использовать фейнмановский интеграл по траекториям (в некотором смысле это тесно связано с одним из вариантов мультиверсов). Т.е. надо брать современное состояние и идти назад, смотреть, что могло вносить вклад в то, что мы видим. Кроме того, Хокинг надеется, что такой подход позволит вообще уйти от вопроса о начальных условиях, т.к. их вклад в наблюдаемую картину будет просто несущественным.

Повторимся, это лишь пятистраничный доклад без формул, без ссылок и т.д. Не будучи непосредственно профессионально вовлеченными в эту деятельность, мы затрудняемся дать более обширный (критический?) комментарий. Надеемся, что в недалеком будущем сможем написать об этом подробнее...

Всего несколько лет назад космологи стояли перед неприятной дилеммой - бранные модели, очень притягательные по целому ряду теоретических соображений, не позволяли воспроизвести стадию инфляционного расширения, необходимость которой вытекала из наблюдений. Потом были найдены модели в которых инфляция возникает. Одна из них - модель бран Рэндалл-Сандрам типа II (Randall-Sundrum type II braneworld) - которой и посвящен данный обзор.

Линия Лайман-бета имеет меньшую длину волны, чем Лайман-альфа. А потому в наблюдаемых спектрах она соответствует объектам на бОльших красных смещениях. Кроме того, из-за бОльшего сечения взаимодействия Лайман-альфа с больших красных смещений просто "замывается", так что и с этой точки зрения Лайман-бета дает лучшую информацию о межгалактической среде на больших z. В статье авторы обсуждают, как можно использовать этот простой факт для получения информации о распределении вещества во Вселенной. Одним из важных пунктов является независимая проверка предсказаний, сделанных на основе моделей Лайман-альфа леса, по наблюдениям Лайман-бета.

С одной стороны, Лайман-альфа лес - мощнейший иснструмент современной космологии. С другой - про него мало знает широкая публика. Это досадно, тем более, что идея-то очень простая. Изучая спектры далеких галактик и квазаров, мы видим множество спектральных линий, непринадлежащих данному внегалактическому объекты, а набранные "по дороге". Луч света "просвечивает" Вселенную на своем пути, и каждая галактика, облако водорода и т.д. оставляет свой след в спектре. Особенно четко видны линии Лайман-альфа. Это мощная водородная линия. Водорода много, а потому именно этот "отпечаток" оказывается наиболее заметным. Т.о., получив один хороший спектр далекого объекта, вы получаете информацию о распределении вещества на луче зрения (конечно же, можно определить красное смещение каждой "попутной" линии в спектре).

В этой короткой заметке автор обсуждает два возможных применения Лайман-альфа леса в космологии. Первое связано с поведением барионов на красных смещения больше единицы. Второе - с ультрафиолетовым фоном, который связан с источниками на больших красных смещениях.

Однако, будучи самой сильной, Лайман-альфа не является единственной линией. О Лайман-бета см. статью astro-ph/0305498 ниже.

О различных вариантах "параллельных" вселенных сейчас пишут довольно много. Однако, безусловно, тема эта более чем полуфилософская - никаких наблюдений по сути дела нет. Но надо как-то пытаться двигаться вперед, что и делают авторы. Они пытаются начать с определений (по возможности на математическом языке), которые позволили бы рассуждать о мультиверсах (и вообще об ансамблях вселенных) не к терминах философских категорий. Хотя, конечно, не избегают они и философских дискуссий.

На настоящий момент наиболее проработанным и частично подтвержденным наблюдениями сценарием является хаотическая инфляция, предложенная Андреем Линде, и развиваемая им и другими космологами. Именно эти работы и послужили отправной точкой для автором статьи. Пересказывать эту работу тяжело, потому советуем прочесть.

На прошлой неделе мы писали о Джоне Бартоне, физике-экспериментаторе, много работавшем на различных подземных установках. Один из последних проектов, с которым он был связан - это эксперимент по поиску частиц темной материи (WIMPs) в глубокой шахте Боулби (Boulby).

Возможно, что загадка темной материи является сейчас наиболее важной (из четко поставленных) в астрофизике, да и вообще в естественных науках (исключая, возможно фундаментальные проблемы в биологии). Никакого сомнения в существовании темной материи по сути дела нет, но что за частицы ее составляют неясно. А потому очень хочется поймать за бороду и посадить в пробирку несколько экземпляров. В связи с этим в мире ведется довольно много подземных экспериментов разного размера и стоимости, на разном оборудовании, по разным методикам, основным или побочным продуктом которых является регистрация слабовзаимодействующих частиц.

В Боулби ведется два эксперимента. Первый основан на сцинциляциях в жидком ксеноне. Сейчас готовятся к запуску новых версий этого эксперимента. Второй содержит кубометр CS₂ при низком давлении. Идея состоит в наблюдении суточных (звездные сутки) вариаций направлений отдачи при рассеянии частиц на ядрах (nuclear recoil).

Пока, как и в других экспериментах, получены только верхние пределы. Но, может быть, однажды ...

По мере охлаждения Вселенной на очень ранних этапах её эволюции (при энергиях вблизи 10²² эВ) некоторые скалярные поля при фазовых переходах могут образовывать очень необычные конструкции - так называемые топологические дефекты - двумерные "доменные стенки", линейные "космические струны" и точечные "монополи" (не путать с магнитными монополями). Поперечные размеры этих объектов чрезвычайно малы. Для астрофизики наиболее интересными из них являются космические струны.

Одним из наиболее наглядных и легко обнаружимых проявлений космических струн является гравитационное линзирование. Оно очень сильно отличается от линзирования на компактных объектах (звёздах, галактиках и скоплениях). При линзировании на комических струнах возникают два расположенных рядом изображения линзируемого объекта без каких-либо заметных искажений формы.

Объект SLC1 (astro-ph/0302547)

До сих пор исследование космических струн было либо чисто теоретическим, либо косвенным (например, их вклад в анизотропию реликтового излучения). Но недавно появился первый кандидат в объекты линзированные космическими струнами - объект SLC-1 - посмотрите на его изображение справа.

Конечно, сразу возрос интерес к поиску таких объектов, и вот перед вами данная статья. Как искать линзированные объекты? На каких красных смещениях? Какими инструментами пользоваться? Вот некоторые из вопросов, рассматриваемых в данной статье.

Типичная геометрия линзирования
на космической струне

Как известно Вселенная на больших масштабах состоит из волокон и пустот (войдов). Это достаточно хорошо видно по распределению галактик и их скоплений, т.е. "светящегося вещества". Размеры войдов составляют порядка 20-30 Мпк. Что находится в них? Для разрешения этого вопроса нужно применять численное моделирование (см. также "горячую тему" прошлой недели).

Авторы строят компьютерную модель войда методом многи тел (N-body). Оказывается (см. рисунок), что войд похож на "Вселенную в миниатюре". Там темная материя распределена опять таки в виде структуры с волокнами и войдами! Разница только в том, что все массы (массы гало темной материи) на четыре порядка меньше. Собственно, поэтому-то мы и не видим там галактик.

Сегодня у физиков-теоретиков большой интерес вызывают теории в которых наше пространство-время имеет число размерностей большее четырех. Для введения дополнительных измерений есть целый ряд теоретических предпосылок. Одна из таких теорий предполагает, что существует только одно дополнительное замкнутое измерение. В такой модели наш Мир расположен на 4-мерной гиперповерхности (бране), причем все обычные частицы и взаимодействия привязаны к бране и только гравитация распространяется во всем пространстве. [Скорее всего данная теория не имеет отношения к физической реальности, но из-за наличия только одного дополнительного измерения ее очень удобно исследовать.]

Авторы данной статьи рассмотрели вопрос излучения гравитационных волн двойной системой в бранной модели. В ней также удается получить квадрупольную формулу, подобную выведенной Эйнштейном для ОТО, но из-за наличия в 5-мерном мире дополнительной степени свободы в этой формуле возникают некоторые изменения. Различия в излучаемом потоке гравитационных волн оказываются заметными и, для наиболее хорошо изученного двойного пульсара PSR 1913+16, составляют около 20%. Поток гравитационного излучения от данного пульсара (по эволюции его орбиты) измерен сегодня с точностью примерно 0.5%, т.е. наблюдения двойного пульсара позволяют закрыть целый класс теорий.

Как ясно из заглавия, речь идет о начальных условиях для Вселенной. Если рассматривать классическую космологию, то наличие сингулярности ставит непреодолимые препятствия на пути постановки "настоящих" начальных условия (а не условий, соответствующих некоторому моменту времени t после "начала"). Одной из первых серьезных попыток решить эту проблему было уравнение Уиллера-ДеВитта, которое является динамическим законом для волновой функции Вселенной (в некотором смысле это расширение уравнения Фридмана).

В этой же работе Мартин Боджовалд использует более современный подход. основанный на петлевой квантовой гравитации. Идея состоит в дискретности пространства, что приводит не к дифференциальному, а к разностному уравнению, описывающему поведение волновой функции вблизи "начала" ("начало" соответствует n=0). Для больших n уравнение переходит в уравнение Уиллера-ДеВитта. Автор показывает, что проблема сингулярности исчезает при таком подходе. Соответственно демонстрируется связь между динамическим законом расширения Вселенной, начальными условиями, дискретностью пространства и проблемой сингулярности. Конечно же, это не окончательный ответ. Это некоторое интересное "теоретическое наблюдение". Однако, разобраться в этом весьма и весьма интересно.

Одна из важных проблем, связывающих космологию с физикой частиц - проблема величины космологической постоянной. Удивительное дело: она маленькая, но не нулевая.

Автор эссе приводит интересное наблюдение, связывающее космологическую постоянную с энтропией Вселенной. Идея состоит в использовании голографического принципа.

Рассчитаем энтропию Вселенной. Что у нас есть? Вещество. Его мало - 10⁸⁰ баринов. Фотонов в миллиард раз больше. Но и этого мало. Еще что-то добавляют реликтовые нейтрино, темное вещество. Тем не менее, из "обычных предметов" основной вклад вносят сверхмассивные черные дыры - 10¹⁰¹. Сверхмассивные важнее, т.к. энтропия черной дыры пропорциональна площади горизонта, а радиус - массе. И все равно, этого мало. Что у нас еще осталось - космологическая постоянная. Посмотрим на энтропию вакуума, и сравним ее потом с голографическим пределом. При расчете энтропии вакуума мы сталкиваемся с проблемой - она бесконечна, если мы учитываем все нулевые флуктуации (zero-point fluctuations). Поэтому требуется ввести т.н. ультрафиолетовое обрезание на каком-то масштабе длин (или, что то же самое, масс). Возьмем масштаб квантовой хромодинамики (QCD). Оказывается, что полученная энтропия прекрасно согласуется с голографическим пределом. Да еще попутно мы получаем простое уравнение, придуманное 35 лет назад Я.Б. Зельдовичем, которые, правда, использовал другой масштаб (ну так и дело-то давно происходило).

Т.о. автор демонстрирует интересную связь между энтропией вакуума, голографическим принципом и величиной космологической постоянной. Опять же, как и в комментарии к первому эссе, подчеркнем, что это именно "интересное наблюдение". Совершенно неясно, какая физика за этим лежит. Но без таких наблюдений этого никогда не понять.

Угловой спектр мощности реликтового излучения дает массу информации об очень ранней Вселенной (вплоть до инфляции). Очень важно понять, как отличаются данные разных экспериментов. Для этого можно использовать такую процедуру: взять и профитировать данные вместе и по отдельности какой-то понятной моделью, например, набором гауссиан. Именно это и проделывают Carolina Odman и ее соавторы для данных WMAP и еще семи экспериментов.

Нет сомнений, что все эксперименты видят по-крайней мере три пика. Относительная высота второго и третьего пика определяется не очень хорошо. Ясно, что между WMAP и Planck будет много наземных и балонных экспериментов, а потому исследования, позволяющие выявить систематику в этих данных представляют большой интерес.

Согласно современной картине сейчас в нашей вселенной доминирует темная энергия. Однако, ее природа неизвестна. Авторы рассматривают различные модели т.н. "квинтэссенции" в приложении к формированию крупномасштабной структуры. Важный момент: темная энергия в принципе может "связываться" с веществом не только гравитационно. По-крайней мере существующие пределы (особенно для темного вещества, природа которого тоже неизвестна) не очень строгие. Авторы как раз рассматривают такую экзотику, как существенное "связывание" (т.е. взаимодействие) темной энергии и темного вещества. Т.о. массы частиц темного вещества оказываются зависимыми от скалярного поля (темной энергии). Предложен термин VAMPS - Varying Mass Particles. Флуктуации темной энергии при некоторых дополнительных условиях могут играть важную роль в формировании структуры.

Скорее всего, природа устроена проще, но читать про всю эту экзотику очень интересно.

Сейчас Вселенная расширяется с ускорением. Что с ней будет в будущем? Какие структуры сохраняться? Ответ зависит от уравнения состояния темной энергии. Могут быть достаточно террористически-экзотические сценарии наподобие "Большого разрыва". М. Буша и др. рассматривают поведение структур (скоплений и групп галактик и т.п.) в случае обычной космологической постоянной (в дополнении также кратко рассмотрена квинтэссенция). Что получается? Например, наша Местная группа "оторвется" от скопления галактик в Деве. Но само скопление и сама Местная групаа не разлетятся на мелкие кусочки. Сохраняться пары галактик. Если в межгалактическом пространстве летает пара звезд, то и она сохранится, если расстояние между ними меньше нескольких десятков парсек. В общем, будет не очень страшно! Звездное небо, видимое глазом изменится только за счет звездной эволюции. Что мы потеряем, так это снимки, подобные "Глубокому полю Хаббла". Так что любуйтесь, пока не поздно. Через какие-нибудь 200 миллиардов лет такого уже не увидишь.

На масштабах менее примерно 100 Мпк вещество распределено во Вселенной неравномерно: есть т.н. войды (пустоты) и филаменты (волокна). Видим мы "видимое" вещество, а основную долю (по массе) составляет темная материя. Поэтому переход от наблюдаемого распределения "света" (т.е. видимых галактик, скоплений и т.д.) к распределению массы не является тривиальной задачей.

Авторы проводят гидродинамическое моделирование и аккуратный статистический анализ полученных данных. Основным результатом является улучшения согласия с данными WMAP (сделаны поправки порядка 20-30 процентов). Показано, что в войдах (пустотах), занимающих примерно 85 процентов объема вселенной, находится порядка 20 процентов массы.

XMM-LSS - это обзор крупномасштабной структуры (LSS), проведенный на спутнике XMM-Ньютон. Как известно, крупномасштабная структура хорошо прописывается скоплениями галактик, а они, в свою очередь, являются источниками рентгеновского излучения (светит в основном горячий газ).

Традиционно таким большим проектам посвящено несколько статей, в которых последовательно рассматриваются научные цели и структура проекта, основные собственные результаты, корреляции с другими подобными проектами (например, в других спектральных диапазонах) и т.д.

Целью было улучшить с количественной стороны данные, полученные ранее спутником ROSAT. Обзор покрывает 64 квадратных градуса, что дает около 800 скоплений до красного смещения примерно 1. Первая статья содержит как раз основные данные о проекте и первых результатах.

Разумеется, в ходе обзора открываются новые скопления, которые затем исследуются более детально. Этому посвящена вторая статья.

В статьях приводится много цветных иллюстраций. Посмотреть их можно здесь и здесь.

Замечательный обзор основ инфляционной космологии для студента-старшекурсника. (То что обзор столь удачный - не удивительно - он послужил основой [или наоборот?] для серии лекций на одной из летних школ.) Если вы хотите понять, чем инфляционная космология отличается от "обычной", какие свойства нашей Вселенной естественно вытекают из существования инфляционной стадии в ее эволюции и, наконец, как все эти свойства проявляются в неоднородностях реликтового излучения, то этот обзор для вас. (Формул много - все таки сегодня космология это раздел физики - но все они к месту.)

Иллюстрация к возникновению допплеровских пиков в спектре мощности угловых флуктуаций реликтового излучения

И закончу тем, с чего этот обзор начинается, с эпиграфа: "История космологии показывает, что каждое поколение исследователей уверено, что им наконец удалось открыть истинную природу Вселенной".

На этой неделе появились оригинальные и обзорные статьи по нескольким таким экспериментам. Это Слоановский обзор неба (SDSS: astro-ph/0305041), двухградусный обзор красных смещений (2dfGRS: astro-ph/0305051), команда по поиску сверхновых на больших z (HZT: astro-ph/0305008). В основном в этих статьях речь идет об определении тех или иных космологических параметров. В случаях SDSS и 2dfGRS это в основном свойства крупномасштабной структуры, в случае HZT - динамика расширения Вселенной.

Еще одна работа посвящена перспективе обнаружения (или закрытия) космических струн методом гравитационного линзирования в эпоху массовых обзоров неба. В принципе идею космических струн почти было похоронили, но оказалось, что пока во Вселенной есть место и таким странных образованиям. Их активно привлекают для объяснения некоторых непонятных явлений (например, космических лучей сверхвысоких энергий). Относительно недавно появилась работа, где авторы приводят любопытный пример гравитационной линзы. Одной из интерпретаций данного наблюдения является космическая струна. В astro-ph/0305006 рассматриваются преспективы обнаружения подобных случаев линзирования в данных современных и будущих больших обзоров неба.

Простой и достаточно неожиданный результат. Авторы сравнили карту реликтового излучения, построенную спутником WMAP, с двумя индикаторами крупномасштабной структуры - с картой рентгеновского фона, построенной спутником HEAO-1 (не понятно почему авторы взяли такие старые данные - спутник летал в 1977-79 гг. - а после этого было сделано уже несколько более чувствительных обзоров), и с количеством радиогалактик, полученным по обзору NVSS. В обоих случаях обнаружена положительная корреляция, в первом - на уровне 2.5-3\sigma, во втором - на уровне 2-2.5\sigma. Эти корреляции обнаружены в обоих полушариях, они меняются, но не исчезают при удалении с карт Галактики и точечных источников (т.е. корреляция вызвана не ими).

Вывод: некоторая часть флуктуаций реликтового излучения образуется на малых красных смещениях (z~1). Первое предложенное объяснение - эффект Сакса-Вольфа - различное время прихода к нам лучей двигавшихся в более слабом и более сильном гравитационных полях.

Как известно, впечатляющие результаты по изучению динамики расширения Вселенной были получены практически одновременно и независимо двумя группами (HZT-High-Z supernova search Team: Garnavich, Schmidt et al. и Supernova Cosmology Project: Perlmutter et al.). Обе группы использовали сверхновые типа Ia в качестве стандартных свечей, но методика во многом отличалась (и, естественно, использовались разные сверхновые). В этой статье представлены новые результаты группы HZT по сверхновым на красных смещениях порядка 1. Открыто 8 сверхновых на z=0.3-1.2.

Собственно, подтверждены ранние результаты. Единственным важным пунктом является то, что похоже Большой разрыв нам не грозит: данные свидетельствуют в пользу темной энергии с параметром уравнения состояния вблизи -1.

Неспециалистам советуем прочесть хотя бы введение.

Краткое изложение двух лекций по поводу довольно популярной в современной теорфизике аналогии между пространством де Ситтера и конформной теорией поля (AdS/CFT, обзор см. здесь. Вообще hep-th выдает около 300 ссылок на "AdS/CFT", и это всего за несколько лет!). По-русски об AdS/CFT см. раздел 5 в обзоре Маршакова в УФН (2002 сентябрь). Приведем небольшой отрывок оттуда:
"... одни и те же эффекты можно сформулировать как на языке открытых струн, или теории Янга-Миллса, так и на языке теории замкнутых струн, или гравитации. В данном разделе мы попытаемся обсудить некоторые следствия этой дуальности, обычно объединяемые на современном жаргоне термином "АдС/КТП-соответствие". Широко известный частный случай этого явления - дуальность между N=4 суперсимметричной четырехмерной конформной теорией Янга-Миллса (конформной теорией поля - КТП) и гравитацией в пятимерном пространстве анти-де Ситтера (АдС). Наиболее интересным физическим эффектом, который можно попытаться понять глубже в рамках АдС/КПТ-соответствия, является предложенная Поляковым параллель между двумя самыми важными проблемами в современной теоретической физике - конфайнментом или удержанием кварков в неабелевой калибровочной теории и невылетанием материи за горизонт черной дыры."

Джону Эллису принадлежит великое множество лекций, докладов и обзоров с таким названием. Так что рука у него набита.
Здесь собрано пять лекций. Первая посвящена введению, там разбираются основы космологии Большого взрыва и рассматривается Стандартная модель в физике частиц. Вторая лекция посвящена нейтрино. Третья - суперсимметрии. Затем следует инфляция, которой отведена четвертая лекция. Наконец, последняя лекция посвящена физике за пределами Стандартной модели.

В ходе обзора построена трехмерная карта распределения 221 тысячи галактик до красных смещений 0.3. На данном масштабе это самая полная карта на сегодняшний день. z=0.3 это уже немало, а потому можно детально изучать крупномасштабную структуру Вселенной.

В начале статьи авторы кратко описывают сам эксперимент. Затем дается изложение результатов по крупномасштабной структуре, и наконец в заключение обсуждаются совокупные данные 2dFGRS и спутника WMAP. Напомним, что когда команда WMAP дает таблицу космологических параметров "в эпоху после WMAP", то речь идет именно о результатах совместных с 2dFGRS, т.к. только по измерению космологического реликтовго излучения многие параметры можно получить лишь с большой долей неопределенности.

Данные 2dFGRS хорошо укладываются в стандартную на сегодняшний день картину с постоянной Хаббла порядка 70 км/с/Мпк, холодной темной материей, составляющей 0.3 от полной плотности, и 0.7 от полной плотности находится в темной энергии. Полная плотность примерно равна критической (т.е. Вселенная плоская).

Получены также новые данные по скучиванию галактик разных типов. Эти результаты еще будут сравниваться с детальным численным моделированием образования галактик, их групп и скоплений.

Очень популярное изложение самых основ космологии, однако, содержаться многие важные простые уравнения. Автор отталкивается от книги Гаррисона "Космология" (ссылка на ее второе издание стоит в списке литературы за номером 1). Если отбросить некоторые излишние попытки дать наглядную интерпретацию (что целиком пришло из книги Гаррисона), то обзор хороший. Он как подойдет студентов, возможно, для преподавателей астрономии. Это именно что "вводный обзор". Потом следует обратиться к более серьезным источникам. Лишний раз хотим предпуредить, что многие иллюстрации, включенные для наглядности, слегка искажают реальность (если мы правильно ее себе представляем, конечно). Поэтому многие слова из обзора не стоит воспринимать как догму.

Данная работа основана на высказанном еще в 1997 году предположении, что скопления галактик RXJ 1347.5-1145 и CL 09104+4109 могут быть изображениями скопления Coma в созвездии Волос Вероники, порожденными сложной топологией нашей Вселенной.

Поскольку пространственная геометрия нашей Вселенной близка к плоской (т.е. почти Эвклидова), то существует только шесть вариантов ее топологии. (Для этого надо взять фигуру которой можно "без зазоров" заполнить Эвклидово пространство и определенным образом склеить ее грани.) Наличие одной тройки изображений не позволяет выдрать како-либо из шести вариантов, однако если бы нашлись еще две тройки объектов, то это можно было бы сделать.

Эта работа перекликается с короткой заметкой "Охота за призраками" и препринтом astro-ph/0304290.

Очень хороший и понятный обзор. Автор детально рассматривает как теорию, так и наблюдения. Речь идет все о той же "пространственно-временной пене, способах ее описания и попытках и проектах, связанных с наблюдением.

Статья представляет прекрасный пример описания "физики на пределе". Автор аккуратно приводит все основные формулы. Обсуждает наиболее популярные идеи. Разбирает некоторые астрономические эксперименты, призванные дать ограничения (или проверить) некоторые теории на планковском масштабе. Рекомендуем прочесть, причем прочесть два раза! Все-таки материал не простой. И по-крайней мере - прочтите эпиграф...

Еще один обзор по измерению расстояний во внегалактической астрономии по переменным типа RR Лиры. Упоминаем о нем в связи с важность рассматриваемого вопроса и полнотой обзора.

Спутник WMAP дал достаточно серьезные свидетельства в пользу достаточно ранней реионизации Вселенной (на красных смещениях больше 10). Стандартный сценарий включает в себя реионизацию излучением первых звезд и квазаров. Но, конечно же, есть и альтернативы. В данной статье авторы разбирают достаточно популярный сценарий, где реионизация происходит из-за выделения энергии при распаде тяжелых частиц. Конкретно - речь идет о массиных стерильных нейтрино.

Предлагается двухстадийная ионизация. На первом этапе работают нейтрино, и только потом, на более скромных z подключаются первые звезды.

Основная проблема заключается в том, что никто таких нейтрино пока не видел. Но, как говорится, если есть возможность - надо ее изучить.

Одной из важных (важнейших) проблем в астрофизике является происхождение первичных магнитных полей. Существует несколько подходов к ее решению. Один из них используют авторы данной работы - это генерация поля за счет фазовых переходов на радиационно-доминированной стадии.

Статья сложная несмотря на большой объем (и, следовательно, подробные разъяснения). Это лекции, прочитанные на школе Daniel Chalonge. Уровень рассчитан на достаточно сильных аспирантов, работающих в близких областях.

Завершаем мы наш первомайский выпуск двумя обзорами, посвященными инфляционной космологии. Пожалуй вместе эти две работы дают достаточно полное представление о современной теории инфляции (хотя по-прежнему, лучшей простой обзорной статьей является, на наш взгляд, работа hep-th/0107176). Читать эти две работы можно в любом порядке, хотя введение во второй немного более популярное. Нам остается присоединиться к надеждам авторов, что через несколько лет (после получения данных со спутника Планк и других экспериментов) теория инфляции получит еще более весомую наблюдательную поддержку.

Одна из самых больших загадок в астрономии - природа темной материи. Выдвинуто множество гипотез. Одна из них - зеркальная темная материя. Свое название она получила по причине того, что частицы, ее составляющие, являются т.н. зеркальными партнерами обычных частиц. Т.е. они возникают (в теории) при введении особого вида симметрии. Такие частицы очень похожи на наши обычные, но взаимодействуют с ними (т.е. "с нами") только гравитационно.

Гипотеза хороша. Но мы "слишком много знаем". Надо проверять множество разных следствий гипотезы. Одно из них вот какого свойства. Образование крупномасштабной структуры самым непосредственным образом связано с темной материей. И разумеется, разные виды темной материи "скучиваются" по-разному. Можно ли подобрать такие реалистичные параметры зеркальных частиц, чтобы воспроизвести наблюдаемую крупномасштабную структуру? В этой работе авторы рассматривают данный вопрос.

Авторы рассмотрели детально только линейный режим роста возмущений. На этом этапе все получается неплохо: развитие структуры очень похоже на поведение обычной холодной темной материи. Что будет на нелинейном режиме (когда собственно начинают формироваться галактики, звезды и т.д.) - не ясно. Важно, что дело идет. Рассматриваются существенные детали сценария. Может мы и правда живем во Вселенной, состоящей в основном из зеркального вещества?

Антропный принцип (в слабой формулировке) сейчас очень популярен. Грубо говоря, суть его сводится к тому, что если бы Вселенная была другой, то нас бы тут не было. Современные теории допускают существование множества миров с разными фундаментальными постоянными. Поэтому наше существование именно в такой Вселенной не выглядит невероятным. В этой статье авторы применяют антропный подход к объяснению масс нейтрино, точнее к объяснению вклада нейтрино в полную массу Вселенной.

Аргумент (без деталей) выглядит так. Нейтрино составляют т.н. горячую темную материю. Если ее доля (по массе) велика, то галактики формируются медленнее, и вообще их получается меньше. Меньше галактик- меньше наблюдателей. Значит, вероятность родиться во Вселенной с большой массой нейтрино (и соответственно большой долей горячей темной материи) мала. Увидеть же массу нейтрино совсем вблизи нуля маловероятно просто потому что, как говорят, мал объем данной области параметров. Поэтому наиболее вероятно увидеть Вселенную с массой нейтрино близкой к пределу, когда горячая темная материя начинает существенно подавлять формирование галактик. Что и требовалось доказать.

За последние 10 лет точность измерения "далеких" расстояний во Вселенной существенно возросла. Например, постоянную Хаббла (H₀) мы сегодня измеряем с точностью 10%. Основной причиной такого роста точности стало обнаружение достаточно большого числа Цефеид (очень ярких пульсирующих переменных звезд, период пульсаций и светимость которых связаны строгой зависимостью) в соседних галактиках. По этим же звездам удалось откалибровать вторичные индикаторы расстояний, используемые на бОльших расстояниях, что также улучшило точность измерений. Рост точности привел к тому, что теперь нам удается обнаруживать неоднородности в локальном Хаббловском потоке и отклонения от линейной зависимости скорость-расстояние на больших красных смещениях (так было открыто, что наша Вселенная расширяется ускоренно). Интересно, какая точность будет достигнута и какие эффекты обнаружатся еще лет через десять?

"Глубокое поле Чандры" - это крошечный участок неба, который наблюдался спутником в течение 2 миллионов секунд- это примерно месяц! Поэтому там видны очень слабые источники. Площадка выбиралась не случайным образом. Это поле (вообще их два - северное и южное), расположенное далеко от плоскости Галактики (это уменьшает поглощение, и делает поле не столь "захламленным" галактическими источниками). Кроме того, выбрана та же площадка, что наблюдалась Космическим телескопом. Северная площадка (о которой и идет речь в статье) расположена в созвездии Большой Медведицы.

С одной стороны - статья довольно техническая- это каталог. С другой - там много хороших объяснений: как что делается.

"Глубокое поле" Чандры.

Некоторое время назад, в этом году были опубликованы результаты первого года наблюдений реликтового излучения, проведенных с борта WMAP. Одной из измеренных величин была оптическая толща то томпсоновскому рассеянию окружающей нас ионизованной части Вселенной. Эта толща составляет 0.17+/-0.04, что больше, чем считалось ранее. Из этой величины практически однозначно находится количество ионизующих водород ультрафиолетовых фотонов, которые привели Вселенную в наблюдаемое состояние. Другой параметр - начало реионизации (z~15-20) тоже оказался отличным от ожидаемого (предполагалось z~6).

Звезды Первого Поколения (они же звезды Популяции III) считались одним из возможных источников реионизации вещества. Сколько звезд и каких масс должно было родиться в первой волне звездообразования, чтобы ионизовать вещество и одновременно обеспечить наблюдаемое обилие тяжелых элементов в Лайман-альфа облаках (~0.003 от Солнечного)? Какая была начальная функция масс у этих звезд? Нужны ли дополнительные источники излучения? Вот основные вопросы рассматриваемые в этой короткой статье.

Автор выделяет 10 главных, по его мнению, нерешенных вопросов в современной космологии и дает краткие обсуждения каждого из них. Перечислим эти проблемы:
Какова геометрия и топология Вселенной?
Какие яркие стандартные свечи мы можем использовать в космологии?
Каково происхождение первичных магнитных полей?
Какие физические процессы и явления связаны с магнитными полями в ранней Вселенной?
Какие еще методы (кроме сверхновых Ia, реликтового излучения, крупномасштабной структуры и скоплений галактик) можно использовать для определения космологических параметров?
Существуют ли первичные гравитационные волны?
Имеют ли космические лучи сверхвысоких энергий космологическое происхождение?
Какова природа темной материи и темной энергии?
Когда, где и как образовались первые объекты во Вселенной?
Живем ли мы в пространстве с более чем 4 измерениями?

Кроме обсуждения этого списка автор приводит восемь "колонн", на которых стоит современная космология. В общем статья довольно интересная, особенно она будет полезна для преподавателей.

Можно измерять разные космологические параметры, и многие мы уже достаточно хорошо знаем. Но вот какова топология Вселенной? Безусловно, она не имеет форму чемодана, однако...

В некоторых топологиях могут возникать т.н. "призраки": свет галактики успевает обойти Вселенную и вернуться с другой стороны - вы видите свой затылок! Помните, как Йон Тихий поймал сигнал, отправленный Поповым? У Лема это происходило из-за движения быстрее света, но в нашем случае в этом нет необходимости. Двигаться вообще не надо: сигнал сам вернется. Например, если Млечный Путь был когда-то квазаром (точнее сказать, если в центре нашей Галактики был квазар), то можно искать его изображений.

Все это происходит в компактных многосвязных пространствах. Внутри горизонта может быть несколько копий Вселенной. Идея довольно безумная, но пока незакрытая. Искать "призраков" - пары похожих квазаров в противоположных точках неба (квазары выбирают за их большую светимость) - пытались давно. В данной статье представлена новая попытка. Обнаружено несколько кандидатов, но их число не превосходит статистически вероятное число подобных случайных пар квазаров. Кроме того, неопределенности пекулярного движения нашей Галактики создают дополнительные трудности в поиске нужных пар.

Статья интересна в двух отношениях. Во-первых, она содержит хороший обзор наблюдательных данных (с пояснениями) на тему "куда мы движемся?" Рассмотрены разнообразные движения, в которых мы участвуем вместе с Солнцем, Галактикой, близкими галактиками и т.д. Во-вторых, обсуждается интересный факт. Если взять популярные на сегодняшний день данные, то окажется, что вакуум доминирует в динамике расширения Вселенной уже начиная с масштабов порядка 2 Мпк от нас! Поэтому не удивительно, что Хаббловский поток плещется у самого нашего порога (см. рисунок): расширение можно проследить до довольно близких галактик.

Введение дополнительных пространственных измерений, столь популярное в современной физике, естественно влияет на многие процессы. В том числе и на взрывы сверхновых. Суть в том, что сверхновая может излучать часть своей энергии в виде частиц, которые могут жить и в других измерениях - КК-гравитонов (КК-Калуца-Клейн). Наблюдения нейтринного сигнала от СН1987А дает сильные ограничения на такое излучение (мы знаем полную энергию взрыва, знаем сколько пошло в нейтрино и т.д., значит, можем ограничить "невидимую" часть энергопотерь).

Кроме того, даже через значительное время после взрыва образовавшаяся нейтронная звезда должна бы излучать жесткие фотоны из-за находящихся в ней КК-гравитонов. Приборы EGRET не видят такой особенности. Так что мы опять же можем ограничить дополнительные размерности.

В этой статье авторы более детально, чем это было сделано раньше, расмматривают подобные пределы в зависимости от числа и параметров дополнительных измерений.

Как мне кажется, в "русскоязычной" популярной литературе недостаточно освещен вопрос о современном взгляде на формирование первых структур во Вселенной. Причина довольно проста: популярная литература существует на полулюбительксом уровне, и среди этих полулюбителей нет людей, занимающихся этим вопросом (а вот, например, звездообразование, нейтронные звезды, двойные системы, гамма-всплески как раз очень хорошо описаны)

В последние годы появляется большое количество новых данных по т.н. "мрачным временам" (dark ages) - эпохе формирования первых звезд и галактик. Это одна из самых горячих тем. Об этом и обзор.

Там мало формул и много данных наблюдений. Едичнственное, что может мешать чтению - терминология. Но тут ничего не поделаешь. Так что, если вы хотите заполнить пробел в своем образовании - то вот подходящий момент.

^{(Архив Космология:} v.2, 2004, v.1, 2002-2003)