Том 100, № 2 (2023)

В современной космологии принято, что скалярное поле, ответственное за инфляционную стадию ранней Вселенной, полностью превращается в вещество. Предполагается, что ускоренное расширение в настоящее время управляется темной энергией (DE), которая, по всей вероятности, определяется космологической постоянной Эйнштейна, не связанной со скалярным полем, ответственным за инфляцию. Мы рассматриваем здесь космологическую модель, в которой DE может иметь в настоящее время два компонента, один из которых – постоянная Эйнштейна (\(\Lambda \)), а другой, меньший переменный компонент DEV (\({{\Lambda }_{V}}\)), связан с остатком скалярного поля, вызвавшего инфляцию, после того, как основная часть скалярного поля превратилась в вещество. Мы рассматриваем здесь только стадии эволюции Вселенной после рекомбинации (\(z \lesssim 1100\)), где DM – преобладающий компонент вещества. Предполагается, что превращение скалярного поля в вещество продолжается в настоящее время и сопровождается обратным процессом превращения DM в скалярное поле. Рассматривается связь между DM и DEV, которая приводит к линейному соотношению между плотностями энергии этих компонентов после рекомбинации \({{\rho }_{{{\text{DM}}}}} = \alpha {\kern 1pt} {{\rho }_{{{\text{DEV}}}}}\). Рассматриваются также варианты с зависимостью от красного смещения \(z\) коэффициента \(\alpha (z)\). Одна из возникших в современной космологии проблем, получившая название Hubble Tension (HT) – Несоответствие Хаббла, состоит в расхождении значений постоянной Хаббла в настоящее время (\({{H}_{0}}\)), измеренных по наблюдениям Вселенной на малых красных смещениях (\(z \lesssim 1\)) и по наблюдениям флуктуаций реликтового излучения во Вселенной при больших красных смещениях (\(z \approx 1100\)). В рассматриваемой модели это несоответствие может быть объяснено отклонением существующей космологической модели от использованной общепринятой \(\Lambda \)CDM модели плоской Вселенной действием добавочного компонента темной энергии DEV на стадиях после рекомбинации. В рамках этой расширенной модели мы рассматриваем различные функции \(\alpha {\kern 1pt} (z)\), которые могут устранить HT. Чтобы поддерживать близким к постоянному соотношение плотностей энергии DEV и DM на протяжении интервала \(0 \leqslant z \lesssim 1100\), необходимо допустить существование широкого спектра масс частиц темной материи.

Рассмотрена динамика нейтрино в горячем и плотном намагниченном веществе, соответствующем магниторотационному взрыву сверхновых. Показано, что эффективные столкновения нейтрино в намагниченном нуклонном газе, обусловленные гамов-теллеровским компонентом нейтрального тока, изменяются от экзо- к эндоэнергетическому рассеянию, когда энергия нейтрино становится выше температуры вещества примерно в четыре раза. Соответственно, сечение передачи энергии в кинетике нейтрино изменяется с положительных на отрицательные значения при этих условиях. Для реалистичных параметров сверхновых рассмотренные эффекты приводят к усилению жесткости спектров нейтрино. Обсуждаются возможности детектирования нейтрино сверхновых обсерваториями больших объемов: KM3NeT и Baikal-GVD.

В работе представлена проверка ранее опубликованных быстрых радиовсплесков (FRB) из работы В.А. Федоровой и А.Е. Родина, найденных в мониторинговых данных радиотелескопа Большая Синфазная Антенна (БСА) при помощи алгоритма поиска, основанного на свертке данных с шаблоном рассеянного импульса. Для проверки использовались те же самые 6-канальные данные (ширина канала 415 кГц), в которых были обнаружены FRB, имеющие меры дисперсии 247, 570 и 1767 пк/см³. Дополнительная проверка опубликованных FRB проводилась также в 32-канальных данных (ширина канала 78 кГц). Нам не удалось подтвердить ни одного опубликованного FRB на заявленных в оригинальной работе отношениях сигнала к шуму. Основные ошибки вызваны неправильным определением базовой линии и неправильной оценкой среднеквадратичных отклонений шума.

Тремя методами вычислены значения углов \(\beta \) между магнитным моментом и осью вращения центральных нейтронных звезд для 307 известных радиопульсаров. Нет явной статистической зависимости вычисленных углов \(\beta \) от кинематического возраста пульсаров. Из этого следует, что либо указанный угол не изменяется заметно с возрастом пульсара, либо пульсары рождаются с произвольным углом наклона.