Везде
МЕТОДЫ И ПЕРСПЕКТИВЫ НАБЛЮДАТЕЛЬНОГО ПОИСКА КРОТОВЫХ НОР В АСТРОФИЗИЧЕСКИХ СИСТЕМАХ
Оглавление
Аннотация Оценить Содержание публикации
Библиография Комментарии
Поделиться
QR
Метрика
МЕТОДЫ И ПЕРСПЕКТИВЫ НАБЛЮДАТЕЛЬНОГО ПОИСКА КРОТОВЫХ НОР В АСТРОФИЗИЧЕСКИХ СИСТЕМАХ
Аннотация
Код статьи
S0044451025020051-1
Тип публикации
Статья
Статус публикации
Опубликовано
Авторы
Моисеев Ю. А.  
Аффилиация: Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга, Московский государственный университет им. М. В. Ломоносова
Сажина О. С.
Аффилиация: Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга, Московский государственный университет им. М. В. Ломоносова
Выпуск
Том 167 Номер выпуска 2
Страницы
205-219
Аннотация
Исследуется возможность доказательства существования кротовых нор (КН) методами наблюдательной астрономии в ходе современных и будущих экспериментов путем обнаружения дополнительного возмущающего ускорения компонента астрофизической системы. Для этого протестированы два типа таких систем. Первый тип систем: сверхмассивные черные дыры (СМЧД) в центрах галактик как кандидаты в КН и ряд звезд, обращающихся по эллиптическим орбитам вокруг СМЧД. В данной работе рассматривается СМЧД в центре нашей Галактики. Второй тип систем: пары, состоящие из черной дыры (ЧД), которая выполняет роль кандидата в КН, и звезды (другой ЧД, нейтронной звезды, звезды класса О или класса B). В данной работе исследуются наблюдаемые пары из звезды (класса О и В) и ЧД, трактуемой как кандидат в КН. Моделируются пары из нейтронной звезды и КН. Для обоих типов систем показано, что в простой модели проходимой шварцшильдовской КН возмущающий объект (звезда), находящийся по другую сторону от горловины КН, способен вызывать значимое возмущающее ускорение объекта (звезды) на стороне наблюдателя. Также показано, что для систем первого типа этот эффект преобладает над основными конкурирующими эффектами: возмущением от окружающих звезд и от гало темной материи. Величина возмущающего ускорения, оцененная для реальных объектов, варьируется от 10−4 до 10−2 см/с2, что в будущем при увеличении точности наблюдений позволит выявить искомый эффект. По состоянию на 2024 г. точность определения ускорения звезды в перицентре орбиты двойной системы в астрометрическом проекте Gaia, пересчитанная как функция ошибок наблюдения параметров двойной системы (масс каждой компоненты, эксцентриситета орбиты, периода), уже сопоставима с предсказываемой моделью расчетной величиной искомого эффекта. В синтетических системах, состоящих из проходимой КН, возмущающего объекта (звезды) по ту сторону от горловины КН и нейтронной звезды на стороне наблюдателя, при специальном подборе масс и параметров орбит эффект возмущающего ускорения достигает величин порядка1.5 см/с2, что делает исследуемый эффект критически значимым для поиска КН в нашей Галактике.
Классификатор
Получено
28.03.2025
Всего подписок
0
Всего просмотров
14
Оценка читателей
0.0 (0 голосов)
Цитировать   Скачать pdf

Библиография

1. A. Einstein and N. Rosen, Phys. Rev. 48, 73 (1935).

2. C. W. Misner and J. A. Wheeler, Annals Phys. 2, 525 (1957).

3. C. Bambi and D. Stojkovic, Universe 7 (5), 136 (2021).

4. E. Elizalde, Shin’ichi Nojiri, S.D. Odintsov et al., arXiv:S.-W. Kim, arXiv:S. Kumar, A. Uniyal, and S. Chakrabarti, arXiv:M. S. Churilova, R. A. Konoplya, Z. Stuchlik et al., JCAP 10, 010 (2021).

5. М. В. Сажин, О. С. Сажина, А. А. Шацкий, ЖЭТФ 162, 96 (2022).

6. K. A. Bronnikov, Acta Phys. Polon. B 4, 251 (1973).

7. H. G. Ellis, J. Math. Phys. 14, 104 (1973).

8. M. S. Morris and K. S. Thorne, Amer. J. Phys. 56, 395 (1988).

9. M. S. Morris, K. S. Thorne, and U. Yurtsever, Phys. Rev. Lett. 61, 1446 (1988).

10. M. Visser, Phys. Rev. D 39, 3182 (1989).

11. K. A. Bronnikov and V. G. Krechet, Phys. Rev. D 99, 084051 (2019).

12. D.-C. Dai and D. Stojkovic, Phys. Rev. D 100, 083513 (2019).

13. T. Shenar, H. Sana, L. Mahy et al., Nature Astron. 6, 1085 (2022).

14. J. Liu, H. Zhang, A. W. Howard et al., Nature 575, 618 (2019).

15. S. Gillessen, P. M. Plewa, F. Eisenhauer et al., Astrophys. J. 837, 30 (2017).

16. F. Peiβker, A. Eckart, and M. Parsa, Astrophys. J. 889, 61 (2020).

17. Th. Rivinius, D. Baade, P. Hadrava et al., Astron. Astrophys. 637, L3 (2020).

18. P. C. Peters, Phys. Rev. 146, 938 (1966).

19. F. J. Zerilli, Phys. Rev. D 2, 2141 (1970).

20. A. Garat and R. H. Price, Phys. Rev. D 61, 044006 (2000).

21. K. El-Badry, H.-W. Rix, E. Quataert et al., Month. Not. Roy. Astron. Soc. 518, 1057 (2023).

22. A. Generozov and H. B. Perets, Astrophys. J. 964, 83 (2024).

23. K. El-Badry, H.-W. Rix, Yv. Cendes et al., Month. Not. Roy. Astron. Soc. 521, 4323 (2023).

24. Gaia Collaboration, Astron. Astrophys. 686, L2 (2024).

25. J. H. Simonetti, M. J. Kavic, D. Minic et al., Phys. Rev. D 104, 081502 (2021).

26. С. Чандрасекар, Стохастические проблемы в физике и астрономии, Государственное изд-во иностранной литературы, Москва (1947).

27. J. R. Lu, T. Do, A.M. Ghez et al., Astrophys. J. 764, 155 (2013).

28. M. Stostad, T. Do, N. Murray et al., Astrophys. J. 808, 106 (2015).

29. T. Do, G. D. Martinez, S. Yelda et al., Astrophys. J. Lett. 779, L6 (2013).

30. R. Schodel, A. Feldmeier, N. Neumayer et al., Class. Quant. Grav. 31, 24 (2014).

31. GRAVITY Collaboration, Astron. Astrophys. 657, A82 (2022).

32. T. Do, J.R. Lu, A.M. Ghez et al., Astrophys. J. 764, 154 (2013).

33. Б. П. Кондратьев, Теория потенциала, Мир, Москва (2007).

34. S. Gillessen, F. Eisenhauer, S. Trippe et al., Astrophys. J. 692, 1075 (2009).

35. GRAVITY Collaboration, Astron. Astrophys. 635, A143 (2020).

36. E. Kuznetsova, R. Krivonos, A. Lutovinov et al., Month. Not. Roy. Astron. Soc. 509, 1605 (2022).

37. M. G. Revnivtsev, R. A. Sunyaev, D. A. Varshalovich et al., Astron. Lett. 30, 382 (2004).

38. M. G. Revnivtsev, E. M. Churazov, S. Yu. Sazonov et al., Astron. Astrophys. 425, L49 (2004).

Комментарии

Сообщения не найдены

Написать отзыв
Перевести