Товаров: 0 (0р.)

Подробнее или подробней: Подробнее или подробней как правильно?

проверка ОТО на галактических масштабах и недостающее барионное вещество • Алексей Левин • Новости науки на «Элементах» • Астрофизика, Космология

Пока мир следил за играми группового этапа Чемпионата мира по футболу, наука не стояла на месте. В конце июня вышли две статьи с весьма нетривиальными астрофизическими результатами. В первой статье ученые, воспользовавшись тем, что галактика ESO 325-G004 линзирует более далекую галактику, смогли посчитать массу ESO 325-G004 двумя способами и благодаря этому оценить значение параметра γ, который в рамках общей теории относительности должен быть равен 1. Вычисленное значение хорошо согласуется с требованием ОТО. Во второй работе удалось зафиксировать следы, которые оставили в спектре далекого блазара два облака крайне горячего межгалактического газа. Ранее такие облака никак не «проявлялись», так что ученые наконец смогли обнаружить хотя бы часть недостающего барионного вещества Вселенной.

В конце июня в журналах Science и Nature вышли две статьи с важными результатами, которые подтверждают, что наши представления об устройстве Вселенной довольно хорошо отражают действительность.

В статье группы ученых из университетов Британии, Германии и США во главе с Томасов Коллеттом (Thomas E. Collett), опубликованной 22 июня в Science проверяется применимость общей теории относительности (ОТО) на основе измерений, выполненных за границами нашей Галактики. Это — самая точная на сегодняшний день верификация этой теории в масштабах нескольких тысяч световых лет. Стоит отметить, что именно таковы характерные размеры самых компактных карликовых галактик.

Проверки ОТО на разных космических масштабах производились не раз и, несомненно, будут повторяться. В немалой степени это связано с открытым в конце прошлого века ускорением расширения Вселенной, которое сейчас мало кем оспаривается (еретики есть, но их немного). В рамках Стандартной космологической модели это ускорение, как известно, приписывается воздействию темной энергии, природа которой пока остается невыясненной. Однако его можно объяснить и без привлечения этой гипотезы, если тем или иным способом изменить уравнения гравитационного поля — другими словами, отказаться от ОТО.

j \right],\]

где τ — одна из форм временной координаты (это конформное время (см. particle horizon), которое позволяет физически естественным образом определять временные промежутки в расширяющейся Вселенной), xi и xj — пространственные координаты, gij — трехмерный метрический тензор, a(τ) — масштабный фактор Вселенной. Φ и Ψ — два гравитационных потенциала, причем Φ — потенциал ньютоновского поля тяготения, а Ψ — потенциал, связанный с искривлением трехмерного пространства. В теории Эйнштейна оба потенциала в точности совпадают, и поэтому их отношение γ = Ψ/Φ всегда равно единице. В то же время многие альтернативные теории, претендующие на объяснение ускоряющегося расширения Вселенной без привлечения темной энергии, рассматривают γ в качестве масштабно-зависимого переменного параметра. Поэтому измерения этой величины на разных масшатабах считаются одним из самых перспективных способов проверки ОТО.

Такие измерения не раз проводились, однако полученные результаты пока неоднозначны. В пределах Солнечной системы γ совпадает с единицей с точностью до тысячных долей процента. Однако этот результат вполне ожидаем, поскольку искривление пространства солнечной гравитацией очень незначительно. А наблюдения в масштабах десятков и сотен миллионов световых лет позволили определить величину γ с погрешностью 20–30 процентов. В результате вопрос о ее постоянстве или изменчивости остается открытым.

Коллетт и его коллеги работали с данными наблюдений гигантской эллиптической галактики ESO 325-G004, расположенной в созвездии Центавра на расстоянии 465 млн световых лет от Солнца. Они использовали показания двух инструментов: спектроскопа MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer), установленного на телескопе Yepun (одном из четырех восьмиметровых телескопов комплекса VLT Европейской Южной обсерватории, расположенной на горе Серро-Параналь в Чили), и обзорной камеры ACS (Advanced Camera for Surveys) космического телескопа «Хаббл». Спектроскоп MUSE позволил собрать данные о скоростях звезд, входящих в состав ESO 325-G004, и на этой основе оценить ее динамическую массу (см.

 вириальная масса). Камера ACS дала возможность измерить радиус кольца Эйнштейна (см. Einstein ring), возникшего благодаря гравитационному линзированию галактикой ESO 325-G004 света другого звездного скопления, удаленного от нас примерно на 10 миллиардов световых лет (рис. 1). Этот радиус зависит от массы линзирующей галактики, так что его определение дает возможность оценить эту массу вторым и совершенно независимым способом. Соотношение между обеими оценками массы дается формулой M
din = (1 + γ)/2·Mlensing. Легко видеть, что при γ = 1 обе оценки совпадают, а в противном случае они различны. Стоит отметить, что оба набора измерений дали достаточно точные результаты благодаря сравнительной близости ESO 325-G004 к нашей Галактике.

Теоретический анализ собранных данных показал, что в центре ESO 325-G004 лежит черная дыра, тянущая на 3,8 миллиардов солнечных масс. Но это был, так сказать, дополнительный бонус. Куда важнее, что измеренное численное значение параметра γ лежит в диапазоне 0,97 ± 0,09. Этот результат справедлив в масштабах радиуса кольца Эйнштейна, который в данном случае составил примерно 2 килопарсека (около 6 тысяч световых лет, угловой радиус — примерно три секунды дуги). Таким образом, ОТО впервые выдержала испытание при проверке ее применимости на космических дистанциях этого порядка. Этот результат позволяет отсеять несколько альтернативных моделей динамики Вселенной.

Двумя днями раньше, 20 июня, в журнале Nature появилась статья международной группы астрономов и астрофизиков, возглавляемой сотрудником Национального астрофизического института Италии Фабрицио Никастро (Fabrizio Nicastro). Возможно, им удалось хотя бы частично разрешить старую загадку, которую обычно называют проблемой недостающих барионов. Согласно Стандартной космологической модели, масс-энергетический баланс Вселенной примерно на 70% обеспечен вкладом темной энергии, и еще на 25% — темной материи. Оставшиеся 5 процентов вещества Вселенной почти целиком состоят из барионной компоненты — ядер водорода, гелия и более тяжелых элементов (конечно, есть еще электроны, нейтрино и фотоны, однако их вклад пренебрежимо мал).

Эта оценка сделана на основе анализа флуктуаций спектра реликтового излучения, которые несут на себе «отпечаток» процессов первичного нуклеосинтеза в только что возникшей Вселенной. Более того, изучение оптических спектров очень далеких квазаров убедительно показывает, что все «вычисленные» барионы действительно существовали на ранней стадии эволюции Вселенной, когда ее возраст не превышал 2–3 миллиардов лет.

Однако здесь-то и возникает проблема. До сих пор максимально полный учет барионной материи, содержащейся в звездном веществе, холодном внутригалактическом газе, галактических гало и так называемой теплой и горячей межгалактической среде (warm–hot intergalactic medium, WHIM) обеспечивал выявление лишь 61% «расчетного» количества барионов (к слову, звезды содержат всего лишь 7% их общей массы). Правда, при этом удалось учесть лишь вещество самой низкотемпературной (её-то и называют теплой) компоненты WHIM, где температура газа лежит в диапазоне от ста тысяч до полумиллиона градусов.

В силу столь «скромного» нагрева эта компонента содержит незначительное количество нейтрального водорода. Поскольку его атомы сохраняют свои электроны, они могут излучать фотоны разных энергий, которые надежно регистрируются астрономической аппаратурой. Изучение этих спектров, выполненное в последние годы, показало, что теплая компонента WHIM содержит около 15% барионного вещества Вселенной — то есть, примерно четверть его полной массы, обнаруженной до сих пор. Весьма существенный дефицит в 39% оставался необнаруженным.

В 2012 году двое из числа авторов обсуждаемой статьи в Nature Чарльз Данфорт (Charles Danforth) и Майкл Шулл (Michael Shull) предложили решение этой проблемы. Они предположили, что недостающие барионы в основном укрыты в исполинских струях очень горячего (нагретого до миллионов и десятков миллионов градусов) газа, соединяющих скопления и сверхскопления галактик. Наличие этих струй, так называемых филаментов, надежно установлено многочисленными наблюдениями.

Филаменты заполнены самой горячей компонентой WHIM, содержающей практически полностью ионизированный водород.

Предложенное объяснение наблюдаемого барионного дефицита при всей его убедительности непросто проверить. С одной стороны, сверхгорячий водород внутри филаментов чрезвычайно разрежен (от одной до десяти частиц на кубический метр), да и размеры филаментов сравнительно невелики (1–10 мегапарсек). С другой стороны, оставшиеся без электронов протоны не могут быть источником характерных линейчатых спектров, позволяющих установить наличие этого газа. Однако филаменты могут содержать следовые количества сильно ионизированных атомов других элементов, содержащих часть электронов в связанном состоянии. Эти ионы могут генерировать излучение с вполне опознаваемыми спектральными характеристиками, лежащее в ультрафиолетовой и/или рентгеновской зоне. Правда, ожидаемая интенсивность таких сигналов чрезвычайно мала, так что их детектирование — очень непростой вызов для исследователей.

Теперь эту задачу удалось по крайней мере частично решить благодаря аппаратуре европейской космической рентгеновской обсерватории XMM-Newton. Никастро и его коллеги с ее помощью накопили данные об излучении очень яркого рентгеновского блазара 1ES 1553+113, удаленного от Млечного Пути не менее чем на 2200 мегапарсек (около 7 миллиардов световых лет). По пути к Земле это излучение прошло через два филамента межгалактического горячего газа, расположенных на разных расстояниях от нашей Галактики (их красные смещения равны 0,36 и 0,43, рис. 2). Пересекая филаменты, оно переводило в возбужденные состояния сильно ионизированные атомы кислорода, содержащие всего по паре (вместо положенных восьми) электронов. Эти ионы с заброшенными на верхние энергетические уровни электронами в свою очередь порождали вторичное рентгеновское излучение, которое и регистрировала обсерватория. Сбор этой информации, выполненный в 2015–17 годах, потребовал весьма длительного времени (1,75 миллиона секунд — это почти 490 часов), что позволило обеспечить значительное превышение сигнала над шумом. Накопленные данные позволили установить концентрацию кислородных ионов в филаменте и на этой основе вычислить его барионную компоненту — правда, в весьма широком диапазоне значений.

Авторы пришли к заключению, что перенос сведений о находящихся внутри этих двух филаментов ионов водорода и других элементов на всё космическое пространство позволяет учесть от 9 до 40 процентов общего барионного наполнения Вселенной. Легко видеть, что верхняя граница этого сегмента практически точно соответствует наблюдаемому барионному дефициту, однако нижняя сильно ему уступает. Так что дополнительные наблюдения, конечно, необходимы, но неплохой задел уже имеется.

Справедливости ради надо отметить, что предположения, на которых основана приведенная оценка барионной плотности, еще нуждаются в уточнении. Красное смещение блазара 1ES 1553+113 установлено лишь приблизительно, известно лишь, что оно не может быть меньше 0,41. Это не ставит под сомнение возможность прохождения его света через ближайший из двух филаментов, но вопрос о «просвечивании» более удаленного филамента пока остается открытым. Также не исключено, что излучение блазара хотя бы частично поглощается не филаментами, а внутригалактическим газом, однако Никастро и его соавторы считают такую возможность маловероятной.

В общем, работы еще много, однако начало положено. Никастро и члены его команды планируют продолжить исследования с помощью приборов как обсерватории XMM-Newton, так и американского орбитального рентгеновского телескопа «Чандра». Однако окончательного решения проблемы космического барионного дефицита, вероятно, придется ждать до запуска европейской космической обсерватории Athena (Advanced Telescope for High-Energy Astrophysics), намеченного на 2028 год.

Источники:
1) Thomas E. Collett, Lindsay J. Oldham, Russell J. Smith, Matthew W. Auger, Kyle B. Westfall, David Bacon, Robert C. Nichol, Karen L. Masters, Kazuya Koyama, Remco van den Bosch. A precise extragalactic test of General Relativity // Science. 2018. DOI: 10.1126/science.aao2469.
2) F. Nicastro, J. Kaastra, Y. Krongold, S. Borgani, E. Branchini, R. Cen, M. Dadina, C. W. Danforth, M. Elvis, F. Fiore, A. Gupta, S. Mathur, D. Mayya, F. Paerels, L. Piro, D. Rosa-Gonzalez, J. Schaye, J. M. Shull, J.  Torres-Zafra, N. Wijers & L. Zappacosta. Observations of the missing baryons in the warm–hot intergalactic medium // Nature. 2018. DOI: 10.1038/s41586-018-0204-1.

Алексей Левин

Многоканальные наблюдения установили источник высокоэнергетичного нейтрино, зарегистрированного IceCube

22 сентября 2017 года нейтринная обсерватория IceCube, расположенная на антарктической станции Амундсен — Скотт рядом с Южным полюсом, зафиксировала след от нейтрино очень высокой энергии. Начавшаяся почти сразу после этого слаженная работа многих групп ученых на разных телескопах позволила с большой вероятностью установить источник этого нейтрино. Им оказался блазар TXS 0506+056, удаленный от нас на 3,8 млрд световых лет. Так что вполне возможно, что это первое нейтрино, про которое известно, что оно прилетело из далекого космоса.

В науке нередко происходят события, которые становятся отправной точкой для ее дальнейшего развития на годы и даже десятилетия вперед. Иногда их даже можно датировать с высокой точностью. В астрономии и астрофизике последнее из таких событий имело место 22 сентября 2017 года в 20 часов 54 минуты 30,43 секунды по Всемирному координированному времени. В этот момент (или миг) продолжительностью в 3 микросекунды оптические сенсоры нейтринной обсерватории IceCube, расположенной на Южном полюcе, зарегистрировали черенковское излучение, вызванное заряженным мюоном, пролетевшим с околосветовой скоростью сквозь кубический километр сверхчистого реликтового льда, образующий активную зону детектора. Обсерватория IceCube предназначена для регистрации космических нейтрино с очень высокими энергиями, способных породить вторичные релятивистские частицы (подробнее об этой обсерватории и ее работе см. новость IceCube окончательно доказал реальность астрофизических нейтрино, «Элементы», 27.05.2014). То, что в данном случае этой частицей оказался мюон, свидетельствует, что внутри детектора закончило жизнь пришедшее из космоса мюонное нейтрино.

Это было всего лишь началом. Компьютерный анализ выявил, что во время пролета выделилась огромная энергия — (23,7 ± 2,8) тераэлектронвольта (ТэВ, один тераэлектронвольт — это 1012 эВ). В соответствии с действующим с 2016 года протоколом уже через 43 секунды обсерватории всего мира получили автоматическое оповещение об этом событии. Среди адресатов была и созданная НАСА система Gamma-ray Coordinates Network (GCN), которая распространяет информацию об открытых и потенциальных источниках космического гамма-излучения. Тогда же, и тоже автоматически, запустились программы реконструкции деталей этого события, и, в частности, уточнения направления вектора скорости первичного нейтрино. Четыре часа спустя была сделана коррекция в 0,14 градуса, которая позволила с большей достоверностью выделить участок небесной сферы в созвездии Ориона, откуда прилетела эта частица. Эта информация была также направлена GCN и прочим адресатам. Зарегистрированное событие получило обозначение IceCube-170922A. Позже участники исследовательской группы IceCube Collaboration пришли к заключению, что наиболее вероятная энергия первичного нейтрино составляла 290 ТэВ, а нижний предел этой энергии на уровне значимости 90% равнялся 183 ТэВ. Так что, при любой оценке, это была одиночная частица гигантской энергии.

После этого к делу приступили научные команды, целью которых был поиск высокоэнергетических частиц космического происхождения. Первая удача досталась ученым, работавшим на обзорном телескопе (Large Area Telescope), установленном на американском Космическом гамма-телескопе имени Ферми (Fermi Gamma-ray Space Telescope). Этот прибор регистрирует гамма-кванты с энергиями в диапазоне от 20 МэВ до 300 ГэВ и выше. 28 сентября коллаборация Fermi-LAT сообщила, что реконструированная космическая траектория нейтрино IceCube-170922A почти точно (с отклонением всего в одну десятую градуса) указывает на известный источник гамма-излучения, внесенный в каталоги как TXS 0506+056. Позднее это подтвердили и другие коллективы, работавшие на радиотелескопах, оптических телескопах и установках для регистрации рентгеновских лучей и гамма-квантов.

Все эти коллаборации пришли к общему заключению, что корреляция регистрации нейтрино с регистрацией повышенной активности источника TXS 0506+056 в разных диапазонах электромагнитного излучения статистически значима на уровне три сигмы (это означает, что вероятность случайного совпадения событий не превышает трех сотых долей процента). Однако в физике элементарных частиц, равно как и в релятивистской астрофизике, кандидатом в реальное открытие признают результат со статистической значимостью не менее пяти сигм (в этом случае такая вероятность не превышает 1/3500000). Поэтому TXS 0506+056 пока еще рано считать официальной родиной нейтрино IceCube-170922A. Тем не менее, члены коллаборации (включающей около тысячи участников!) сочли необходимым опубликовать полученные результаты в статье, которая появилась в журнале Science 13 июля 2018 года. На этом описание события IceCube-170922A можно закончить и приступить к интерпретации и обсуждению его последствий. Имеет смысл рассмотреть эти вещи как в собственно научном, так и в социальном планах.

Начнем с науки, вернее, с астрофизики. Пока не доказано обратное, посчитаем, что обнаруженная 22 сентября частица действительно была порождена в физических процессах, связанных с активностью TXS 0506+056 (естественно, с учетом всех положенных предупреждений о недостаточной статистической значимости такого допущения). Отсюда сразу следует важнейший вывод: эта частица оказалась первым космическим нейтрино, происхождение которого выяснили в течение последних тридцати лет.

Здесь требуется уточнение. Бомбардирующие Землю космические лучи в основном состоят из протонов и ядер гелия. Самые энергичные из этих частиц запускают в земной атмосфере цепочки ядерных реакций, некоторые из которых приводят к рождению нейтрино (см. статью Космические дожди). Также существует диффузный фон истинно космических нейтрино, приходящих из разных точек небесной сферы, происхождение которых не установлено. Некоторые из них даже превосходят по энергии IceCube-170922A. Так, в 2013 году IceCube отловила два нейтрино с энергиями не менее, а скорее всего и более петаэлектронвольта (1015 эВ).

До сих пор в космическом пространстве были идентифицированы всего два нейтринных источника. Во-первых, это Солнце, а точнее — его ядро, где нейтрино рождаются в реакциях термоядерного синтеза. Впервые их детектировали в 1968 году на установке, размещенной в золотодобывающей шахте в штате Южная Дакота на глубине полутора километров (этими экспериментами руководили американские физики Рэймонд Дэвис (Raymond Davis Jr.) и Джон Бакалл (John Bahcall)). По большей части они имели энергию 400 КэВ, хотя энергия некоторых частиц достигала 16 МэВ.

Вторым удостоверенным источником стала удаленная от Солнца на 168 тысяч световых лет сверхновая SN 1987A, вспыхнувшая в Большом Магеллановом облаке. Ее предком был голубой сверхгигант с массой в 15 солнечных. После его коллапса образовалось нейтронное ядро, о чем ясно свидетельствует дошедший до Земли нейтринный сигнал. Первые фотоны, порожденные этим взрывом, достигли нашей планеты 23 февраля 1987 года. Уже на следующий день ученые разных стран приступили к поиску релевантных нейтринных событий. Согласно теоретическим моделям, в ходе взрыва в течение нескольких секунд в пространство ушло 1058 электронных нейтрино. Они родились в процессах слияния протонов и электронов, приводящих к образованию нейтронов. Три нейтринные обсерватории, в том числе и Баксанская в СССР, зарегистрировали в общей сложности 25 частиц с энергиями от 7,5 до 35 МэВ. Энергия отловленной 22 сентября частицы составляла сотни ТэВ, и к тому же это было не электронное, а мюонное нейтрино. Это позволяет предположить, что оно родилось под воздействием иного механизма.

Кто же предполагаемый родитель этого мюонного нейтрино? Космический объект TXS 0506+056 обнаружили и внесли в каталоги за несколько лет до детектирования этой частицы, однако поначалу он не привлекал особого внимания. После того, как появились подозрения, что он может оказаться источником этой частицы, астрономы измерили его красное смещение (S. Paiano et al., 2018. The redshift of the BL Lac object TXS 0506+056). Оно оказалось довольно большим — 0,3365. Это означает, что TXS 0506+056 находится в 3,8 миллиардах световых лет от нашей Галактики.

Природа TXS 0506+056 уже выяснена — это гигантская эллиптическая галактика, в ядре которой находится сверхмассивная вращающаяся черная дыра, которая окружена очень горячим плазменным диском. Плазма крутится вокруг дыры и по спиралям стягивается к ее горизонту (этот процесс называется аккрецией). Вследствие магнитогидродинамических эффектов в аккрецирующем веществе из обеих полярных областей дыры вырываются мощные плазменные струи, которые движутся почти со скоростью света — релятивистскими джетами. Черная дыра работает как космический генератор, превращающий гравитационную энергию аккрецирующей плазмы и энергию собственного вращения в кинетическую энергию джетов.

Таким образом, TXS 0506+056 — квазар, но квазар особенный. Один из его джетов почти точно направлен на нашу Галактику (а второй, естественно, — в противоположную сторону). Активные галактические ядра с такими джетами называют блазарами. То есть блазар — это квазар, чье излучение направлено приблизительно вдоль прямой, соединяющей его с Млечным Путем. Из-за усиления светимости (см. Relativistic beaming), вызванного релятивистским эффектом Допплера, блазары выглядят много ярче квазаров такой же мощности, джеты которых направлены не к нашей области космоса. Типичные блазары порождают электромагнитное излучение очень широкого диапазона частот — от радиоволн до гамма-квантов. Его интенсивность постоянно меняется на временных масштабах от минут до лет.

Но при чем здесь свежеобнаруженное нейтрино? Дело в том, что джеты обычно состоят из ядер водорода (протонов) и ядер более массивных элементов, которые вблизи дыры рассеиваются на фотонах и прочих частицах. Такие столкновения приводят к ядерным реакциям, в результате которых возникают как заряженные, так и нейтральные пионы. Нейтральные пионы дают начало парам гамма-квантов. Каждый заряженный пион, в свою очередь, распадается на мюон такого же знака и мюонное нейтрино или антинейтрино (есть и иные каналы распада, но их вероятность совсем невелика). Мюоны тоже распадаются, причем практически всегда на электрон или позитрон (в зависимости от знака) и пару нейтрино, мюонное и электронное. В сумме эти процессы порождают нейтрино, причем двух разных типов (или, как говорят физики, поколений) — электронные и мюонные.

Таков предполагаемый механизм рождения нейтрино в окрестностях блазаров. В теории он давно известен, однако первое эмпирическое подтверждение он получил лишь в прошлом сентябре благодаря событию IceCube-170922A. Хотя детектирование одного единственного нейтрино не позволяет доказать и детализировать существующие модели рождения нейтрино в релятивистских джетах, кое-какие уточнения оно допускает. Измеренная энергия нейтрино дает основания считать, что джеты блазаров содержат протоны и другие ядра с энергиями от нескольких петаэлектронвольт (ПэВ) до нескольких десятков ПэВ. Если это подтвердится, то такие джеты придется признать источниками самых быстрых заряженных частиц, путешествующих по нынешней Вселенной.

Вопрос об источниках таких частиц открыт до сих пор. Энергия космических протонов, долетающих до нашей планеты, варьирует от 108 до 1020 эВ. Считается, что почти все они (за исключением весьма редких частиц у верхней границы этого интервала) разгоняются ударными волнами, сопутствующими взрывам сверхновых в нашей Галактике. Такой взрыв выбрасывает в пространство вещество внешней оболочки гибнущей звезды со скоростью порядка десяти процентов от световой. Поскольку эта скорость много больше скорости звука в межзвездной среде, возникают ударные волны и, как следствие, хаотические магнитные поля. Протоны вынуждены совершать можество скачков между фронтами ударных волн и еще не сжатым веществом межзвездной среды. При каждом скачке протон увеличивает свою кинетическую энергию — естественно, за счет энергии ударной волны. Тем же манером ускоряется упругий шарик, прыгающий между сближающимися стенками.

Протоны, которые совершили максимальное число переходов, набирают наибольшую энергию, но остаются в численном меньшинстве. Поэтому взрыв сверхновой в изобилии выбрасывает в космос ядра водорода с энергией до 1012 эВ, но генерирует много меньше частиц с более высокими энергиями.

Этим механизмом хорошо объясняется ускорение протонов и составных ядер до энергии порядка 1016 эВ (то есть, десяти ПэВ). Не исключено, что взрывы наиболее массивных коллапсирующих звезд способны разогнать протоны вплоть до 1018 эВ, но никак не больше. В пределах Млечного Пути пока не найдены возможные источники протонов с более высокими энергиями, которые почти наверняка приходят из других галактик.

Взрывы сверхновых также порождают сверхбыстрые электроны и позитроны, но эти частицы легко тормозятся и рассеиваются в межзвездной среде и в большинстве своем не достигают Земли (а позитроны еще и аннигилируют). Поэтому их доля в первичных космических лучах мала, да и энергии не слишком велики.

Полвека назад американские физики зарегистрировали в атмосфере космический ливень, порожденный частицей с энергией 100 ЭэВ (эксаэлектронвольт, 1018 эВ). С тех пор удалось наблюдать лишь десятки событий подобного масштаба. Последний рекорд был установлен 15 октября 1991 года, когда детектор Fly’s Eye в штате Юта обнаружил потомков исчезнувшей в атмосфере частицы с энергией 320 ЭэВ, или 51 джоуль (см. Глаз мухи и космические лучи). Теннисный мяч с такой кинетической энергией летит со скоростью в 160 км/час.

Источники частиц с такими запредельными энергиями пока не известны; даже нет полной уверенности, что все они являются протонами или иными барионами. По самой распространенной версии, они возникают в активных ядрах галактик и, в частности, в релятивистских джетах блазаров. Регистрация нейтрино IceCube-170922A хорошо работает на эту модель. Однако, справедливости ради, следует отметить, что есть и другие объяснения, связывающие такие частицы с гамма-всплесками, с аккреционными процессами около сильно намагниченных нейтронных звезд, со слиянием черных дыр и даже с распадом гипотетических массивных частиц темной материи и дезинтеграцией еще более гипотетических топологических дефектов пространства, унаследованных от эпохи Большого Взрыва.

В решении этой задачи может помочь нейтринная астрономия. Дело в том, что независимо от пути возникновения протонов с энергиями в сотни ЭэВ, их источники не особенно далеки от нашей Галактики. Во время путешествия через космос эти ультрарелятивистские частицы взаимодействуют с квантами микроволнового реликтового излучения, плотность которых составляет около 400 фотонов на кубический сантиметр. В результате возникают цепочки ядерных реакций, которые порождают протоны значительно меньших энергий. Из-за этого на дистанциях свыше 50 мегаперсек (160 миллионов световых лет) от источника уже не остается протонов с энергией выше 50 ЭэВ. В 1966 году этот эффект предсказали профессор Корнеллского университета Кеннет Грайзен (Kenneth Greisen) и сотрудники ФИАНа Георгий Зацепин и Вадим Кузьмин. На космологических дистанциях потери сверхэнергичных частиц практически абсолютны. Нейтрино, напротив, не несут электрических зарядов и потому не рассеиваются фотонами; кроме того, они очень слабо взаимодействуют с межгалактическим барионным веществом. Поэтому нейтрино могут преодолевать дистанции в миллиарды световых лет, что, скорее всего, и произошло с частицей, которую в прошлом году засек детектор IceCube. Так что сверхбыстрые нейтрино переносят на огромные расстояния не только энергию, но и (конечно, косвенно) информацию о деталях своего рождения.

Напоследок несколько слов о социальных аспектах открытия. В последнее десятилетие в литературе по астрономии и астрофизике нередко появляется словосочетание “multimessenger astronomy” — «многоканальная астрономия». Мне удалось отловить (возможно) первое его появление в статье десятилетней давности (K. Murase et al., 2008. High-energy cosmic-ray nuclei from high- and low-luminosity gamma-ray bursts and implications for multimessenger astronomy), хотя не исключено, что оно содержалось и в более ранних публикациях.

Что означает этот неологизм? В нем зафиксирован переход астрономии (и, естественно, астрофизики) к комплексной (и практически одновременной) аппаратной и теоретической обработке сигналов о космических событиях, порожденных приходящими по множеству каналов различными физическими процессами. Такие каналы — радиоволны, микроволновое излучение, инфракрасные и световые фотоны, потоки рентгеновских квантов, импульсы гравитационных волн и даже одиночные нейтрино высоких энергий, принято называть мессенджерами.

Становление (буквально на наших глазах!) многоканальной астрономии уже привело к изменениям социальной структуры науки о Космосе. Оно стимулировало формирование новых крупных исследовательских коллабораций и облегчило оперативное сотрудничество между самыми разными научными центрами. У новой астрономии есть собственная организационная структура в лице AMON (Astrophysical Multimessenger Observatory Network), которая работает под эгидой Пенсильванского университета с 2012 года. AMON ставит своей целью обеспечение быстрым оперативным обменом информацией, полученной через различные каналы. Почти мгновенный запуск кооперативных исследований в глобальном масштабе сразу после появления сведений о частице IceCube-170922A как раз и осуществили с помощью этой сети. В общем, лед тронулся, господа присяжные заседатели!

Источники:
1) The IceCube Collaboration, Fermi-LAT, MAGIC, AGILE, ASAS-SN, HAWC, H. E.S.S., INTEGRAL, Kanata, Kiso, Kapteyn, Liverpool Telescope, Subaru, Swift/NuSTAR, VERITAS, VLA/17B-403 teams. Multimessenger observations of a flaring blazar coincident with high-energy neutrino IceCube-170922A // Science. 2018. DOI: 10.1126/science.aat1378.
2) Daniel Clery. Ice reveals a messenger from a blazing galaxy // Science. 2018. DOI: 10.1126/science.361.6398.115.

Алексей Левин

Больше — Грамматика английского языка сегодня

Грамматика > Существительные, местоимения и определители > Кванторы > Еще

Мы используем квантор еще , чтобы говорить о дополнительных количествах, количествах и степени. Больше — это сравнительное слово.

Мы используем больше с разными классами слов. Мы используем больше после глаголов, но перед каждым другим словом class:

[инструкции на экране компьютера]

Нажмите здесь, чтобы получить больше ответов. ( больше + существительное)

Мой отец был расстроен больше, чем я когда-либо видел его. ( еще + прилагательное)

Процентная ставка снова выросла. Нам придется платить больше. (глагол + подробнее )

[речь об автомобиле]

Он будет легче заводиться, работать более плавно и давать больше мощности . ( еще , + наречие, далее + наречие, далее + существительное)

Кому больше нужен хороший ночной сон, тебе или мне? ( Подробнее + предлочная фраза)

См. Также:

  • Detriners ( The, My , около , Это )

  • 9 67

  • , меньше 9 67

  • , 9 67

  • , 9 67

  • , 9 9967

  • , 9 7 9007
    • . немного , немного , немного

  • Сравнение: Прилагательные ( больше , крупнейший , больше интересных )

Мы можем использовать еще с плюсрочным счетом существительными и бездонными существительными:

. если они вам нужны. (исчисляемый)

Нам нужна дополнительная информация, прежде чем мы сможем принять решение. (неисчисляемое)

Когда мы используем еще перед артиклями ( a/an, the ), указательные формы ( это, это ), притяжательные формы ( мой, твой ) или местоимения ( его, это ), нам нужно из :

Можно мне еще того вкусного торта, который ты испекла?

Интересно, скольких еще моих родственников ты не встретил?

Думаю, мы еще увидим ее.

Мы обычно опускаем существительное после more , когда существительное очевидно:

Я хочу кофе. Есть ли еще? (больше кофе)

Мы часто используем все больше и больше , чтобы подчеркнуть увеличение или уменьшение чего-либо:

Каждый день все больше и больше людей пользуются Интернетом.

Когда мы говорим о большем времени, мы обычно используем дольше , а не больше :

Хотите остаться немного дольше?

Нет: Вы хотели бы остаться еще немного?

 

  • 01 Формальный и неформальный язык
  • 02 Определители (тот, мой, какой-то, этот)
  • 03 Существительные: исчисляемые и неисчисляемые
  • 04 Ненавижу, люблю, люблю и предпочитаю
  • 05 Классы слов и классы фраз
  • 06 Интонация
  • 07 Настоящее простое (я работаю)
  • 08 Наречия и наречия: положение
  • 09 Стал лучше
  • 10 Инверсия

Проверьте свой словарный запас с помощью наших веселых викторин по картинкам

  • {{randomImageQuizHook. copyright1}}
  • {{randomImageQuizHook.copyright2}}

Авторы изображений

Попробуйте пройти викторину

Слово дня

полузащитник

Великобритания

Ваш браузер не поддерживает аудио HTML5

/ˈlaɪnˌbæk.ə r /

НАС

Ваш браузер не поддерживает аудио HTML5

/ˈlaɪnˌbæk.ɚ/

игрок в американский футбол, который пытается помешать игрокам другой команды перемещать мяч по полю

Об этом

Блог

Валять, бить и колотить: глаголы для прикосновения и удара (2)

Подробнее

Новые слова

столетие

В список добавлено больше новых слов