#ликбез Космологическая модель. Часть 4.1.

Долго ж я откладывал написать последнюю часть ликбеза про реликтовое излучение и космологическую модель. Коротко о том, что мы узнали в прошлых частях:

Часть 1: после открытия в 1929 г. Эдвином Хабблом отдаления от нас галактик, была выдвинута гипотеза о расширяющейся Вселенной — она не бесконечная во времени (у нее было начало), в прошлом она должна была быть очень маленькой, очень плотной и очень горячей. Часть 2: основываясь на новой гипотезе, ученые посчитали какие условия были в ранней Вселенной. Они предположили что свет не мог свободно перемещаться по пространству, а постоянно поглощался и переизлучаться веществом. В процессе расширения Вселенная остыла и свет наконец был свободен, унеся в пространство информацию о веществе. Часть 3: этот свет был впервые зафиксирован в 1960-х гг. и был назван «реликтовым излучением» — карта его распределения на небе показана на рис.1. Часть 4: за последние 30 лет космические телескопы WMAP и Planck детально изучили свойства «реликта», в особенности его спектр мощности, в котором скрыта вся информация о фундаментальных параметрах Вселенной!

Вернемся к нашему спектру мощности.

Для описания всего в этой Вселенной можно придумать какую-нибудь математическую функцию f(x). Например, можно придумать функцию, описывающую видимую карту неоднородностей в карте «реликта» (рис.1). Мягко говоря, ее будет очень сложно описать. Однако, есть в нашем арсенале т.н. преобразование Фурье, позволяющее описать любую сложную функцию как сумму волновых функций (например, синусоида sin(x) ) — гораздо более простых для описания (рис. 2). Такое преобразование применимо и к карте «реликта» (там надо все это еще перенести в сферические координаты, но не будем об этом) — см.рис. 3.

Математически, мы получим «простую» зависимость: величина (или мощность) неоднородностей в карте «реликта» в зависимости от длины волны l условной синусоиды, являющейся частью сложной функции. Эта длина волны с другой стороны связана с масштабом на небе. Если «реликт» — это футбольное поле и мы измерияем различие в длине травинок, то при больших значениях l мы смотрим насколько неоднородна длина травы в среднем на всем поле, а при малых l мы рассматриваем насколько отличается длина каждой соседней травинки. Именно эта математическая зависимость — угловой спектр мощности «реликта» — показана на рис.4.

Вернемся во время когда Вселенная представляла из себя горячий плотный суп из барионов (электроны+протоны/нейтроны) и фотонов.
Хотя лучше подумаем о манной каше. Каша эта хоть и была вроде бы однородна, но были места с большей плотностью (всеми нелюбимые в детстве комочки), где на барионы сильнее действовала гравитация, пытаясь их сжать. С другой стороны, гравитации противостояло давление от фотонов, которые не очень любят быть сжатыми. Происходили бесконечные колебания туда-сюда, рождавшие т.н. «барионные акустические осциляции» (по сути, звуковые волны), бегающие по пространству. В тот момент, когда «реликтовые» фотоны смогли убежать от вещества (когда Вселенной было ~380,000 лет), все эти осциляции оказались «вморожены» в неоднородности реликтового излучения, которые мы теперь изучаем с помощью спектра мощности.

Первый пик соответствует областям ранней Вселенной, которые изначально обладали большей, чем средняя, плотностью, достигнув ее максимума в момент отделения «реликтовых» фотонов. Размер этих областей зависел от скорости, с которой барионные осциляции могли путешестовать в ранней Вселенной (больше скорость - больше размер). В космологии этот размер называется «sound horizon» и его можно посчитать независимо от «реликта». Можно посчитать каким стал размер этих областей на карте «реликта» в наше время из-за расширения Вселенной, что напрямую позволяет вычислить кривизну Вселенной. Путь, который «реликтовые» фотоны проделали до нас зависит от кривизны/геометрии пространства. И первый пик будет сдвигаться влево-вправо в зависимости от значения последних. Из наших данных выходимт что Вселенная плоская.. (не говорите сторонникам «плоской Земли»).

[продолжение через пару часов]

#ликбез Космологическая модель. Часть 4.2.

Вернемся к нашим баранам пикам..

Но для начала представим себе грузик, подвешенный на пружинке (см. анимацию 1).
На все это дело действует гравитация, ну, например, Земли (внизу). Бóльшая масса грузика, очевидно, приведет к бóльшему растяжению пружинки, а значит грузик подойдет ближе к Земле, в сравнении с грузиком меньшей массы. При этом, в обоих случаях при обратном сжатии пружинки вернутся в одинаковое начальное положение. В этой простой модели растяжение пружинки соответствует действию гравитации по сжиманию барионов в «ранней вселенской манной каше», а обратное сжатие пружинки — это противодействие гравитации со стороны фотонов (за счет давления фотонного газа, как сказали бы умные дяди).

Нечетные пики (1,3,5,…) характеризуют максимальное растяжение пружинки — чем больше барионов во Вселенной (больше растяжение), тем больше амплитуда пиков. В то же время, четные пики (2,4,6,…) описывают максимальное сжатие пружинки. Поэтому отношение нечетных к четным пикам показывает количество барионного вещества в ранней Вселенной.

Тут возникает проблемка.

Если представить, что Вселенная состоит только из барионного вещества, то не нарушая другие космологические соотношения, его количества не хватит для описания пиков в спектре мощности. С другой стороны, если ввести новый компонент, дать ему кликбейтное название «темная материя», и предположить что она может взаимодействовать со всем только за счет гравитации (не испытывает давление со стороны фотончиков в «первичной манной каше»), то при определенном его значении ваша моделька «удивительным» образом начинает совпадать с наблюдениями. Основной эффект введения «темной материи» - это увеличение амплитуды третьего пика по сравнению со вторым. Побочный — амплитуда других пиков тоже меняется, но гораздо слабее. Поэтому, если у вас есть хорошо измеренные три пика, то можно очень точно измерить количество барионной и «темной» материй.

А теперь вернемся к первому пику и кривизне пространства.

Если приближенно и на пальцах, то материя искривляет пространство (спасибо, Эйнштейн). Чем больше в вашей Вселенной материи, тем более искривлено пространство (положительная кривизна). Малое же количество материи приводит к отрицательной кривизне. И только определенное количество материи приводит к плоской кривизне.

Собственно, к чему это я все?

Так как по первому пику мы оценили что наше пространство должно быть плоским, мы можем с помощью ОТО посчитать сколько материи нужно для этого. Получили число А. С другой стороны, мы можем посчитать сколько у нас барионной (обычной) и «темной» материи по анализу последующих пиков. Посчитали, сложили, получили число B. Вышло A>B! Не сходится, причем достаточно сильно не сходится. Кто-то вспомнил про наблюдения сверхновых в далеких галактиках, которые показали что Вселенная расширяется с ускорением. За это дело дали нобелевскую премию, а «темную энергию» сделали ответственной. Если ее добавить, то получим A!

В результате получаем что наша Вселенная состоит из ~5% обычной материи, ~27% темной материи и ~68% темной энергии.

Есть много моделей темной материи, но самая удачная пока — «холодная темная материя» (холодная = нерелятивистская). Хотя мы пока не обнаружили ее частицы. Продолжаем наблюдение.. Насчет темной энергии понятно еще меньше. Вроде как это энергия самого вакуума, но тут я не специалист. Интересно, что в уравнениях Эйнштейна, описывающих Вселенную, им самим была введена постоянная лямбда, для противодействия гравитации и создания модели стационарной Вселенной. Потом он ее выбросил когда стало понятно, что Вселенная расширяется, но вот теперь эту лямбду вернули обратно для описания «темной энергии».

Поэтому самая современная и удачная космологическая модель зовется ΛCDM — Lambda Cold Dark Matter — результат вековой работы по уточнению теории большого взрыва.

Есть еще много всего интересного в реликтовом излучении, но на это не хватит никакого времени. Возможно, мы вернемся к этому когда-нибудь в будущем, а пока с космологическим ликбезом закончим.

Все, выдохнули…

#новости #статьи

Не успел я даже кофе выпить утречком, а уже интересная около-астрономическая статья попалась в arXiv’e - тык.

arXiv - это сайт, куда все (ну, есть некоторые особо чувствтвительные кто нет) выкладывают так называемые «пре-принты» своих статей в свободном доступе для всего сообщества. Написал значит ты с товарищами статейку и отправил в журнал. Там она будет проходить рецензию, правки, еще, может, одну или несколько рецензий и так пока ее не примут. Весь процесс занимает от месяца до года (или больше). А параллельно этому процессу, авторы выкладывают свои детища в arXiv — статьи, которые еще не прошли рецензию в журналах.

Товарищи провели статистическую обработку ВСЕХ статей по астрофизике за 2025 год и выдали интересные соображения на этот счет. Вот некоторые из них:
• в среднем в 2025 году в мире производили 52 астрофизические статьи в день (все их прочитать можно только с помощью ИИ или как? );
• наибольшее количество статей было опубликовано авторами с аффилиациями в США (26%) и Китае (11%) (ожидаемо..китайские товарищи молодцы — есть чему поучиться);
• все сообщество заплатило минимум порядка 17,000,000$ на то, чтобы их статьи напечатались в журналах (журналы точно не бедствуют);
• самым цитируемым инструментом стал JWST — James Webb Space Telescope — особо полезный для исследования объектов на больших красных смещениях (ну, кто бы сомневался);
• судя по ключевые словам (keywords), особо печатались на тему аккреции (accretion) и активных галактических ядер (AGN), а также про галактики на болших красных смещениях и реионизацию (тут все вполне ожидаемо если посмотреть на предыдущий пункт);

Малость про Россию.
• самые «горячие» темы для авторов из России: пульсары и аккреция. Соответственно, основная категория, под которой печатались российские ученые (см. первую картинку) — астрофизика высоких энергий (интересно, это моделирование или наблюдения на каком-нибудь Спектр-РГ?).
• если брать только аффилиацию первого автора, то статей с российской аффилиацией нашлось только на 15 место среди всех стран (вторая картинка) — маловато…
• если рассматривать соавторов, то в России «предпочитают» сотрудничать локально, то есть с другими авторами из России. Процент международной коллаборации маленький. (это плохо, но ожидаемо, плюс вроде как везде в мире такая тенденция наметилась)

Такие пироги.
«Надо что-то делать..надо что-то делать..надо..выпить..» (с) граф Бонифациус Канчиану (Виталий Соломин) из к/ф «Сильва»

P.S. в главе 4 авторы выдают «призы» особо отличившимся. Не знаю кто такой(-ая) этот ваш J. Carretero, но у этого автора 138 (!!!) статей за год..ясно, что скорее всего он состоит в куче гигантских коллабораций, где скопом по сотне авторов значится, но все равно впечатляет. Вот на кого уходят леса Амазонки..

#работа

Вот туть я рассказывал как подаются заявки на телескопы, а вот туть — о том как эти наблюдения проходят. Предположим, ваша зявка выиграла, а наблюдения прошли и данные были получены. А дальше что? Попробуем в общих чертах рассказать на примере данных с инструмента MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) телескопа VLT.

MUSE — это спектрограф, есть его задача получать спектры (зависимость интенсивности излучения объекта от длины волны этого излучения, подбронее — туть и туть) объектов. Но он не простой, а «integral field» спектрограф (IFU). Не будем далеко уходить в технические дебри, но если «обычный» щелевой спектрограф позволяет получать спектры одного или нескольких объектов, то IFU позволяет получать спектр в каждом пикселе в поле зрения инструмента. На выходе (и после калибровки) мы получаем .fits файл — астрономический формат хранения данных. В таком файле содержится куб данных (на первой картинке) с тремя сторонамм: X,Y - координаты на небе, а Z - длина волны. В каждом пикселе XYZ у нас находится спектр.

На второй картинке показана галактика, которую я сейчас изучаю. Это изрображение части поля зрения MUSE, где таким псевдоцветом показана интенсивность принимаемого света: чем ярче, тем больше интенсивность (больше фотончиков прилитело). Это изображение получено путем «схлопывания» Z (длина волны) координаты.

Помните Ньютоновский опыт с призмой по разложению света на «радугу» с помощью призмы? (альбом Pink Floyd?) Для этой картинки мы делаем обратную манипуляцию: складываем радугу, полученную на спектрографе (аналог призмы), обратно в «белый» свет. Явно видно, что из центра галактики прилетает очень много фотончиков. Но есть и отдельные яркие «комочки» в спиральных рукавах (и даже вне галактики).

Скорее всего все эти фотоны — продукт жизнедеятельности звезд, но также существует вероятность их производства окрестностями активного галактического ядра (АЯГ, в самом центре) или в результате взаимодействия с другой галактикой (вне кадра там внизу еще одна достаточно большая галактика висит, так что это рабочий вариант). Априори мы не можем откинуть эти дополнительные варианты без детального анализа.

Нафига нам это знать? Ну, есть много причин. Но в нашем случае это «родительская» галактика одного из быстрых радиовсплесков. Судя по локализации, он пришел из области чуть ниже вот того красного пятна в спиральном рукаве. Нам интересно узнать какие условия существовали в этой галактике, особенно в этой области, было ли влияние АЯГ или столкновения, и другое.

Теперь наша задача вытащить из каждого пикселя спектр для дальнейшего анализа. Тут уж каждый астроном снова становится программистом. Самые распространенные языки программирования в астрономии сейчас: Python, C, иногда еще Fortran, а некоторые отпетые динозавры еще пишут на IDL 🙊. Пишем код, который должен апроксимировать («зафитить» от басурманского to fit) кусок спектра с эмиссиоными линиями в спектре с помощью какой-то модели. Я пишу на Питоне — пример на третьей картинке.

Обычно в качестве модели выбирается сумма нескольких гауссиан (нормальное распределение, вспоминаем школу) по количеству эмиссионных линий которые ты хочешь «зафитить» плюс континуум (все, что между эмиссионными линиями). Представьте, что вам нужно построить дом: в нем пол — это континуум, а стены — эмиссионные линии, возвышающиеся над полом. На четвертой картинке результат работы такого кода для куска спектра из одного пикселя. Красным показана наиболее вероятная модель, которой описываются эмиссионные линии в неоне ([NII]), водороде (H-alpha) и сере ([SII]).

Измеряя соотношение разных линий мы можем судить о доминирующем источнике излучения в галактике или в отдельной ее области (звезды или АЯГ, например). Можно измерить среднее количество свободных электронов в галактике (например, с помощью соотношения двух линий серы [SII]), среднюю температуру газа (с помощью соотношения линий неона [NII]), количество тяжелых элементов,… Все это позволяет сделать выводы об эволюции галактики и об условиях, в которых зарождался быстрые радиовсплеск.

Такие вот рабочие будни..

#статьи #новости

«Если долго смотреть в бездну..»

Дошли руки (бегло) прочитать статью, о которой в последнюю неделю трубят из каждого интернетовского утюга. Сейчас я вам в двух словах (ага, так вы мне и поверили!) все объясню.

Когда-нибудь мы дойдем до ликбеза о формировании галактик и при чем тут сверхмассивные черные дыры и темная материя, но сейчас достаточно сказать, что астрофизики после полвековых наблюдений и моделирования вроде как пришли к выводу, что в центрах всех крупных (и не только) галактик (типа нашего Млечного Пути) должна находится сверхмассивная черная дыра (ЧД), вокруг которой все и вращается.

Но есть и другие еретики дяди и тети, которые предположили, что там может сидеть не ЧД, а, например, сгусток темной материи (чтобы это ни было). Так как темная материя должна со всем взаимодействовать только гравитационно, то вполне похоже на то что мы видим.

А что мы, собственно, видим? Если долго (годами) смотреть в направлении на центр Млечного Пути, то можно записать движение звезд по их орбитам вокруг центра. Вот, например, на первой анимации показаны такие наблюдения (старые, есть и поновее).

Авторы новой «распиаренной» статьи сравнили различные модели (основываясь на теории гравитации) орбит нескольких звезд вблизи центра Млечного Пути. На второй картинке показаны их расчеты для 5 звезд: пунктирные линии — вариант, когда в центре находится ЧД, а цветные — в центре сгусток темной материи с определенными параметрами. Короче, даже на глаз все выглядит одинаково. А если учесть ошибки в определении положения звезд (следовательно, ошибки определения орбит), то статистическая разница между моделями ЧД и темной материи оказывается не больше 1%. Так что вывод, который делают сами авторы: нужно больше наблюдений.

Не очень я понял всей шумихи в СМИ..
Особенно, если учесть другие наблюдения, которые вполне себе отлично подходят как раз к варианту с ЧД, лучше, чем к варианту с темной материей. Взять хотя бы фото аккреционного диска ЧД в центре Млечного Пути (на третьей картинке) с телескопа EHT (тык) — насколько я понимаю, чтобы такое было видно вокруг сгустка темной материи, нужны специфические условия. Впрочем, модели разные нужны, модели разные важны — так рождается истина.

#статьи #физикиштутят

Был в ХХ веке такой дядя-астроном по имени Фрэнк и фамилии Дрейк. Занимался он радиоастрономией и в какой-то момент занялся поиском радиосигналов от внеземных цивилизаций (еще до создания всяких там SETI, к которым он, естессно, тоже руку приложил, но позже). Кстати, он вместе с известным астрономом-популяризатором Карлом Саганом создал знаменитые пластинки «Пионера» — послание инопалнетным цивилизациям на борту аппаратов «Пионер-10» и «Пионер-11» (см. вторую картинку). Также они составили знаменитое послание Аресибо, аудиозаписи на борту «Вояджеров» и др. Короче, дядя явно мечтал дать всем знать где мы есть!

Но известен он, скорее всего, другим — он как-то вывел «уравнение Дрейка», описывающее количество вероятных живых внеземных цивилизаций в нашей галактике, которое зависит от количества звезд в Галактике, количества планет вокруг них, доли планет, поддерживающих жизнь, и всякие другие шибко умные параметры, описывающие вероятности разных событий. Понятно, что там тоность и разброс значений как у атомной бомбы (от сотен до миллионов цивилизаций). Ну, как умозрительный эксперимент почему бы и да.

Собственно, к чему это..

В прошлый четверг попалась мне на глаза статейка двух иранских астрономов (не путать с известными афганскими астрономами), которые прикинули (используя парадокс Ферми — если цивилизаций так много, чего они все «молчат»?) какова получается средняя продолжительность жизни технологически развитых цивилизаций в Галактике. Не сказать чтобы они первые, кто этим занимается, но так то я научную беллетристику не часто читаю, а тут подвернулось..

Короче, вывод у них такой: либо развитых цивилизации мало, либо живут мало, либо недолго находятся в состоянии посылать электромагнитные сигналы, либо не хотят общаться. Плюс, оценили что жить в среднем должны от 5 до 100 тысяч лет. Ну, а если больше, то тогда вообще непонятно где они!

На мой скромный взгляд, самое лучшее доказательство наличия развитых цивилизаций в галактике — это то, что с нами они говорить не хотят. Вы телевизер давно включали? (см. первую картинку)

P.S. иранцы как чувствовали.. похоже, «коалиция Эпштейна» делает все от нее зависящее чтобы наша технологически развитая цивилизация не сильно задержалась в этой Галактике..

#работа

Львиная доля моей работы — исследование свойств межзвездной, около- и межгалактической сред с помощью быстрых радиовсплесков (FRB). Я об этом немного писал туть. Я вхожу в коллаборацию F4, одной из основных задач которой является наблюдательная поддержка крупных радиотелескопов, детектирующих FRB.

Радиотелескоп в состоянии принять сигнал и с большой точностью локализовать его на небе вплоть до десятых долей угловой секунды (1” = 1/3600 градуса - видимый размер 10 копеечной монеты с расстояния в ~4 км). По сути, мы знаем только направление откуда пришел сигнал и его основные свойства. Не зная конкретного источника и расстояние до него, очень сложно использовать FRB для исследования космической среды, через которое он прошел.

Представьте что вы сидите в Москве и вам очень интересно узнать о традициях и обычаях народов стран Закавказья. Сами вы туда поехать не можете (далеко!), но, о чудо, вы встречаете этнографа, говорящего что он пришел с юга и много чего может рассказать. Однако, не установив с какого такого юга он пришел, вы не поймете в каких именно странах этот человек провел время: шел он через Армению, Азербайджан, и Грузию или сегодня утром вышел из своего подъезда в Воронеже и вообще все придумал.

Вот поэтому нужны оптические наблюдения (в основном наземные, но космические мы тоже используем) чтобы посмотрев на этот участок неба узнать: a) из какой галактики к нам прилетел FRB; б) как далеко эта галактика от нас, то есть надо получить ее спектр (тык сюда и сюда для ликбеза) измерить ее красное смещение (тык сюда для ликбеза). Спектроскопия бывает разной: крутой многоканальной типа IFU (я об этом писал недавно туть) или классической, например, щелевой, когда свет проходит через узкую щель, перед тем как попасть в спектрограф. Если на пальцах, то щель (обычно шириной в несколько угловых секунд) позволяет получить на телескопе свет только от конкретного объекта. Правда, есть нюанс — щель обычно длинная, а значит в вашу щель может опасть не только интересующий вас объект, но и что-то другое.

Это случилось с моими наблюдениями на телескопе Gemini (первая картинка), которые я получил на этой неделе. Телескоп навелся на галактику, из которой пришел FRB и стал ее «фотографировать». Было две экспозиции, каждая по 900с. После калибровки данных, на выходе получаем 2D изображение с центральной части матрицы спектрографа (вторая картинка), где вертикальные полосы - спектры всего, что попало в щель. А вообще их там больше в других частях детектора. И как понять кто из них нужная галактика? В теории ее спектр должен быть четко по середине щели (и, следовательно, детектора), но не все так однозначно.

Для начала нужно понять геометрию. Эти 2D картинки — пиксели детектора, а где это относительно ориентации щели на небе? Тут отлично помогает высчитать расстояние в пикселях между линиями и перевести это расстояние в угловые секунды, которые можно затем проверить по снимку области неба и установить с какой стороны щели какие объекты скорее всего в нее попали (см. четвертую картинку). Сразу скажу — нужная мне галактика это линия справа. А теперь смотрим на третью картинку — результат второй экспозиции. Ну и что за фигня происходит с моей галактикой? Она каким-то макаром стала в разы ярче, чем должна!

Мы с шефом три дня убили на это дело..
Как мы установили, во второй экспозиции на спектр галактики наложился спектр…звезды..Удивительно, особенно если учесть что хотя поблизости и находится звезда, но она достаточно далеко чтобы как-то контаминировать цель. У меня даже появилась дурацкая идея что в момент экспозиции в районе моей цели пролетел Старлинк, а отраженный свет Солнца попал в щель.. Если это так, пойду покупать лотерейный билет.

Пришлось вытягивать спектр только из одной экспозиции, но в итоге все получилось, мы измерили красное смещение и знаем откуда пришел FRB! Две недели написания заявки на наблюдения + две недели подготовки к наблюдениям + неделя обработки полученных данных с утра до ночи = две цифры (у нас было 3 разных FRB, для двух из них спектр и красные смещения были получены)… Такие пироги..