Наблюдения спутников РОСАТ и Чандра показали, что скопления галактик претерпели значительную эволюцию между z=0 и z=0.5, что проявляется в уменьшении пространственной плотности объектов и в постепенном изменении нормировки корреляционных соотношений между основными параметрами скоплений (напр. L и T). Эти данные можно использовать для измерения фактора роста линейных возмущений плотности материи между z=0.5-0.7 и z=0 по эволюции функции масс скоплений. В рамках модели т.н. холодной темной материи, измеренный фактор роста возмущений соответствует узкой полосе допустимых значений параметров в плоскости Omega-Lambda. Полученные ограничения пересекаются с результатами по микроволновому фону и сверхновым Ia вблизи точки Omega=0.3, Lambda=0.7. Если дополнительно постулировать, что Вселенная обладает нулевой пространственной кривизной, наблюдаемый темп эволюции скоплений соответствует уравнению состояния "темной энергии" с параметром w, близким к -1 (т.е., космологической постоянной)

Космический рентгеновский фон был открыт одновременно с первым внеземным источником рентгеновского излучения Скорпионом X-1. Интенсивность рентгеновского фона невелика для инструментов с малым полем зрения, однако ценность информации содержащейся в этом излучении нельзя переоценить. Гипотезы о происхождении этого фонового излучения, высказывавшиеся на протяжении уже 30 лет, тесно связаны с теориями строения Вселенной. Более 10 лет назад было показано что космический рентгеновский фон является результатом суперпозиции излучения большого количества точечных рентгеновских источников - активных галактических ядер и квазаров. Последние результаты наблюдений обсерваторий Chandra и ХММ говорят позволили разрешить на точечные источники более 90% наблюдаемого потока рентгеновского фина в диапазоне 2-10 кэВ. Изучаются спектральные свойства излучения активных галактических ядер и квазаров и их эволюция за время жизни Вселенной. Исследование космического рентгеновского фона пропорциональными счетчиками позволяет получать крупномасштабную карту неба и более точно определить средний уровень фона и его флуктуации. Дипольная составляющая рентгеновского фона может быть использована для излучения структуры нашей локальной ячейки Вселенной (размером до сотни мегапарсек).

В рамках стандартной космологической модели рассматривается образование в гало Галактики сгустков холодной темной материи. Вычислена функция масс сгустков с массами M<10^3Msun с учетом их иерархического скучивания и приливного разрушения. В каждом логарифмическом интервале масс только 0.1-0.5% маломассивных сгустков выживает в процессе приливного разрушения. С учетом приливного взаимодействия вычислен относительный радиус сердцевины сгустка, где достигается максимальная плотность. Несмотря на относительно малую вероятность выживания маломассивных сгустков, они могут давать доминирующий вклад в сигнал от аннигиляции частиц темной материи типа нейтралино.

From astro-ph/0305597:
With a probability >99% there are grounds to believe that our works on detection of the Dark Electric Matter Objects (daemons), which were lauched in 1996, are crowned with success. The daemons are the relic elementary Planckian black holes(m~30 microgramme) carrying stable electric charge of Ze=10e. During the last two years, the detector made of two horizontal ZnS(Ag) screens of 1 m^2 area has been recording the correlated time-shifted scintillations corresponding to flux 10^-5 m^-2 s^-1 of extraordinary penetrating nuclear-active particles which moved both down and upward with velocity of only \~5-30 km/s. The flux experiences seasonal variations with maxima supposedly corresponding to the Earth transition through shadow and anti-shadow created by the Sun in its motion relative the Galaxy disk daemon population. An accumulation of negative daemons, which stimulate the proton decay in ~1 microsec, inside the Earth and the Sun is explaining a lot of previusly non-understandable facts.

My nakhodim vyrozhdeniya v prostranstve kosmologicheskikh parametrov, opredelyaemyh po nablyudatel'nym dannym

В работе вычислен спектр анизотропии реликтового излучения в присутствии частиц с дробным зарядом. Показано, что вклад частиц с дробным зарядом в спектр анизотропии реликтового излучения близок к вкладу барионов. Используя данные эксперимента WMAP и ограничения на плотность числа барионов из экспериментов по первичному нуклеосинтезу, получено ограничение на плотность числа частиц с дробным зарядом.

Рассмотрен вклад микролинзирования в рентгеновскую переменность удаленных квазаров. Подобный эффект может быть вызван объектами звездной массы, находящимися в балдже и (или) в гало такого квазара или микролинзами, распределенными на космологических расстояниях между наблюдателем и квазаром. Мы не рассмотриваем микролинзирование, вызываемое объектами, находящимися в нашей Галактике, поскольку известно из недавних наблюдений MACHO, EROS и  OGLE, что соответствующая оптическая толщина для Галактического гало и Галактического балджа примерноn $10^{-6}$. Космологически распределенные гравитационные микролинзы могут в галактиках (или в балдже или гало гравитационных макролинз) или могут быть распределены более или менее однородно. Мы анализируем обе из этих возможностей. В качестве результата нашего анализа, мы получили, что обычно оптическая толщина микролинзирования для объектов звездной массы, находящихся в гало или балдже квазара примерно ($\tau\sim 10^{-4}$). С другой стороны, оптическая толщина для гравитационного микролинзирования, вызываемого космологически распределенными дефлекторами может быть существенна и достигать значений $10^{-2} - 0.1$.

Поставлен верхний предел на плотность кислорода в межгалактической среде на низких z путем сравнения рентгеновского поглощения в спектрах скоплений галактик на дальнем (z=0.2) и ближнем (z=0.1) концах гигантского филамента, расположенного вдоль луча зрения. Скопления наблюдались одним и тем же детектором обсерватории Чандра сквозь одно и то же место в Галактике, что делает это "дифференциальное" измерение малочувствительным к инструментальным и другим систематическим неопределенностям.

from astro-ph/0310737:
Large-scale bulk motions and hydrodynamic turbulence in the intergalactic gas inside clusters of galaxies significantly broaden X-ray emission lines. For lines of heavy ions (primarily helium-like and hydrogen-like iron ions), the hydrodynamic broadening is significantly larger than the thermal broadening. Since cluster of galaxies have a negligible optical depth for resonant scattering in forbidden and intercombination lines of these ions, these lines are not additionally broadened. At the same time, they are very intense, which allows deviations of the spectrum from the Gaussian spectrum in the line wings to be investigated. The line shape becomes an important indicator of bulk hydrodynamic processes because the cryogenic detectors of new generation of X-ray observatories will have a high energy resolution (from 5 eV for ASTRO-E2 to 1-2 eV for Constellation-X and XEUS). We use the spectral representation of a Kolmogorov cascade in the inertial range to calculate the characteristic shapes of X-ray lines. Significant deviations in the line profiles from the Gaussian profile (shape asymmetry, additional peaks, sharp breaks in the exponential tails) are expected for large-scale turbulence. The kinematic SZ effect and the X-ray line profile carry different information about the hydrodynamic velocity distribution in clusters of galaxies and complement each other, allowing the redshift, the peculiar velocity of the cluster, and the bulk velocity dispersion to be measured and separated

Согласно наиболее популярным моделям распределение нейтронных звезд по начальным пространственным скоростям имеет бимодальную структуру с максимумами на 90 и 500 км/с (Арзуманян и др. 2002). Был предложен ряд механизмов, приводящих к такой особенности. Однако, в настоящее время нет общепринятого объяснения такой бимодальности.

Мы предлагаем и обсуждаем гипотезу, согласно которой бимодальность распределения начальных скоростей компактных объектов связана с деконфайнментом в их недрах, происходящем или непосредственно в момент взрыва сверхновой, или позже.

Первая компонента (более низкие скорости) образуется обычными нейтронными звездами, испытавшими лишь один эпизод отдачи (kick) при обычном взрыве сверхновой. Второй пик (более высокие скорости) составляют кварковые (и/или гибридные) звезды. Более высокая скорость объясняется или вторым эпизодом отдачи, связанным с "отложенным коллапсом" в кварковую звезду (delayed collapse, см. Бережиани и др. 2003), или более высоким энерговыделением за счет дополнительной энергией, связанной с деконфайнментом (см., например, Хонг и др. 2001).

Предложенная модель ведет к ряду проверяемых особенностей, что может как показать ее работоспособность, так и привести к выводу об отсутствии "отложенного коллапса" в кварковую звезду. Мы обсуждаем имеющиеся проблемы сценария и возможность его фальсификации.

I am planning to start with a concise review of the state-of-the-art of modeling of thermal radiation spectra from magnetized neutron-star atmospheres. Then I shall report on the most recent achievements of the collaboration between the Ioffe Institute, Center for Astronomical Research of Lyon (CRAL), and Cornell University, making emphasis on the results obtained in this year: (1) self-consistent calculation of the polarization tensor and polarization vectors of normal modes, on one hand, and the radiative opacities, on the other hand, for partially ionized hydrogen atmospheres of strongly magnetized neutron stars, (2) calculation of the equation of state and radiative opacities for hydrogen atmospheres of magnetars, with explanation of some qualitatively new features and problems that appear at superstrong fields B > 10^{13.5} G, and (3) calculation of outgoing spectra using these results. Finally, I am planning to report on a development of an alternative model of magnetar surface emission, which assumes the existence of a solid surface beneath a thin atmosphere.

Показано, что традиционная модель магнитодипольного торможения вращения радиопульсаров не может описать распределение объектов с периодами P < 0,1 сек на диаграмме ПЕРИОД -  ПРОИЗВОДНАЯ ПЕРИОДА, поскольку индекс торможения для них оказывается равным  n = -1. Можно объяснить это распределение в рамках предположения о наличии аккреции на пульсар в режиме, близком к режиму "пропеллера". В этом случае необходим средний по всей выборке темп аккреции порядка 6 10^(-11) масс Солнца в год. Вычисленное в рамках этой модели среднее значение магнитного поля на поверхности нейтронной звезды <H>~10^8 Гс  согласуется  по порядку величины со значениями Н, приведенными для миллисекундных пульсаров в известных каталогах. Однако в конкретных объектах Н может отличаться от каталожной величины в несколько раз. Наличие аккрецирующего диска не препятствует выходу излучения пульсара, поскольку его генерация в пульсарах с периодами P < 0,1 сек происходит вблизи светового цилиндра.

Собраны данные об измерении масс нейтронных звезд (рентгеновских и радио пульсаров) в двойных системах с нейтронными звездами, белыми карликами, нормальными звездами и пр. Обсуждаются перспективы измерения масс нейтронных звезд в ближайшие 5-10 лет.

Фотометрические и спектрополяриметрические наблюдения магнитных белых карликов, выполненные в том числе на российских телескопах АЗТ-24 и БТА-6м, позволили выделить эффекты, обусловленные поляризацией вакуума в сильном магнитном поле. Поглощение ИК излучения в магнитных белых карликах может быть обусловлено сществованием ридберговских состояний атомов водорода и гелия в их атмосферах. Отдельно обсуждается эфект поляризиции вакуума в применении к нейтронным звездам.

Молодой PSR B0540-69.3 в LMC  является единственным пульсаром,  помимо пульсара в Крабовидной туманности, для которого измерен спектр в ближнем  УФ/оптическом диапазоне (Hill et al. 1997).  Однако абсолютные величины  спектрального потока и  наклона спектра значительно превышают значения,  полученные ранее на основе  широкополосной наземной UBVRI-фотометрии  (Middleditch \&Pennypacker 1985). Для выяснения причин     расхождения мы  провели спектральные наблюдения на ESO/VLT/FORS1, а также проанализировали  архивные изображения поля пульсара, полученные в  фильтрах  F336W, F547M,  F555W, F658N и F791W на HST/WFPC2  (Caraveo et al. 2000; Morse et al.  2001), проведя  фотометрию  пульсара  в этих полосах.  Результаты  показывают, что спектральные данные, как HST так и VLT, более чем на 60%  загрязнены излучением синхротонной пульсарной туманности вокруг этого  молодого пульсара. Это и является причиной указанного расхождения.  HST  фотометрия согласуются с наземной, но точность измерения потоков  оказывается  значительно выше.  В результате, широкополосный спектр  пульсара в области 3300-8000 А является нетепловым и характерезуется  отрицательным наклоном со спектральным индексом    $\alpha_{\nu}$ =  1.07$^{+0.20}_{-0.19}$, что отличает его от  почти плоского спектра  молодого  пульсара  в Крабовидной туманности. Мы  исследовали также  пространственные вариации яркости и спектрального индекса пульсарной  туманности и получили указания на возможную корреляцию между этими  параметрами.   Архивные  HST/WFPC2  изображения с разностью эпох в четыре  года впервые позволили непосредственно оценить собственное движение   пульсара. Оно составляет порядка 4.9 mas в год ( поперечная скорость  порядка 1000 км/с)  и направлено вдоль южного джета и поперек тора  пульсарной туманности.  Аналогичная ориентация движения  по  отношению к  структуре туманности наблюдается у пульсаров Краба и Велы.  Проанализирван  многоволновой спектр пульсара с учетом обедненности  тяжелыми элеменентами  межзвездного вещества в LMC,  которая существенно влияет на  вид  наблюдаемого спектра в мягком рентгеновском  и жестком УФ диапазонах.

Дан краткий обзор теории остывания изолированных нейтронных звезд. Обсуждены основные регулирующие факторы остывания, прежде всего:
   (1) прямой урка-процесс и сходные нейтринные процессы в экзотических  фазах сверхплотного вещества ядер нейтронных звезд, и
   (2) сверхтекучесть нуклонов.
Проведено сопоставление наблюдений теплового излучения  изолированных нейтронных звезд и теории остывания. Обсуждены  перспективы подобных исследований.

Обнаружены гигантские импульсы пульсаров PSR B0031-07 и PSR B1112+50 - кратковременное вспышечное увеличение интенсивности индивидуальных импульсов радиоизлучения пульсара, редкое явление, наблюдавшееся только у нескольких из более 1500 известных пульсаров.  Для обычных пульсаров интенсивность индивидуальных импульсов не превышает интенсивность среднего импульса более чем в несколько раз. У пульсаров PSR B0031-07 и PSR B1112+50 интенсивность индивидуальных импульсов превышает интенсивность с реднего импульса в 400 и 100 раз, соответственно.  Гигантские импульсы значительно уже среднего профиля и их положение стабильно внутри среднего профиля.  В отличие от известных ранее пульсаров с гигантскими импульсами, пульсары PSR B0031-07 и PSR B1112+50 являются ординарными по ряду основных параметров и не относятся к группе пульсаров с наиболее сильными магнитными полем на световом цилиндре (BLC ?106 Гс), которые считаются наиболее перспективными для поиска гигантских импульсов. Возможно, это другой класс гигантских импульсов.

В работе исследуется вопрос о статистическом распределении потухших радиопульсаров, находящихся на стадии эжектора.  Важным элементом, отличающим наше исследование от других работ, является последовательный учет эволюции угла наклона магнитной оси к оси вращения. Найдено распределение потухших радиопульсаров в зависимости от периода вращения для двух моделей: модели с затрудненным выходом частиц с поверхности нейтронной звезды и модели со свободным выходом. Полное число потухших радиопульсаров оказывается значительно меньше по сравнению с моделью, в которой эволюцией угла наклона осей пренебрегается. Это связано с тем, что при учете эволюции угла наклона осей переход на стадию пропеллера происходит при существенно меньших периодах вращения нейтронной звезды (P ~ 5-10 c), чем это предполагалось ранее.

В работе анализируется статистическое распределение слабоизлучающих пульсаров, т.е. радиопульсаров, перешедших в результате эволюции угла наклона осей $\chi$ на стадию ортогонального ротатора. Подробно анализируются причины, приводящие к существенному  уменьшению потерь энергии для такого класса объектов. Определено число таких  радиопульсаров, а также их распределение по периоду вращения $P$. Показано, что  предсказания теории, основанной на модели токовых потерь, не противоречат данным  наблюдений.

Рассмотрен усовершенствованный ротационный механизм взрыва коллапсирующей сверхновой. Этот механизм приводит к двухэтапному коллапсу железного ядра звезды с разницей во времени в 4.7 часа (16920 сек) между этапами. На первом этапе происходит формирование вращающегося коллапсара, которому теоретически соответствует первый нейтринный сигнал, зарегистрированный только на советско-итальянской установке LSD в 2 часа 52 минуты 23 февраля 1987 года (UT). Существенно, что этот сигнал обусловлен, согласно теории, нейтринным излучением от SN1987A, состоящим главным образом из электронных нейтрино весьма высокой энергии (30 - 40 МэВ), которые в LSD генерировали ядерные реакции  $\nu_e + {}^{56}Fe \rightarrow{}^{56}Co + e$ (в железных конструкциях детектора, а не в самом водородосодержащем сцинтилляторе LSD, как это ожидалось). Другие нейтринные детекторы (KII, IMB и БПСТ) на это излучение практически не прореагировали, чему даётся теоретическое объяснение.

This work expands on our earlier suggestion that a joint analysis of the gamma-ray line emission data from radioactive elements in combination with the spatially resolved X-ray spectroscopic data of supernova remnants can provide stringent constraints on the abundance of some elements and on the type of the supernova. Here we compare results of the gamma-ray data analysis of the galactic supernova remnant (SNR)  RXJ0852-4622/GROJ0852-4642 obtained with COMPTEL flown on-board of  the Compton Gamma-Ray Observatory  with the spatially resolved X-ray spectra obtained with EPIC camera of  XMM-Newton.  Specifically, we discuss the X-ray continuum shape at Ex>1.0 keV along the X-ray bright rims of the SNR, and the line  feature at ~4.4 keV detected by ASCA and by XMM-Newton.  The X-ray line position at ~4.4 keV and its width lead us to conclude that  (1) - the X-ray line was produced in the 44Ti decay to 44Sc in the SNR shell; and (2) - the presence of the high-velocity 44Ti in RXJ0852-4622, that was suggested by COMPTEL data and confirmed by the XMM-Newton spectra, indicates that the supernova which gave birth to RXJ0852-4622/GROJ0852-4642 was most likely of the sub-Chandrasekhar type Ia.

В докладе представлены результаты численного 2-мерного моделирования магниторотационного механизма взрыва сверхновой II типа. Усиление тороидального магнитного поля за счет дифференциального вращения приводит к выбросу $0.11 M_\odot$ массы  и $1.12\cdot 10_{51}$эрг энергии взрыва.

Взаимодействие сверхновых IIn с околозвездной средой приводит к сильным наблюдательным эффектам в оптическом диапазоне. Предлагается модель оптического и рентгеновского  свечения нескольких объектов такого класса и обсуждаются  возможности детектирования рентгеновского излучения.

В докладе предложено возможное объяснение наблюдательных данных Рейнолдса, Гилмора и др. о структуре магнитного поля в молодых остатках сверхновых (SN 1006, Tycho, Kepler, Cas A). По измерениям поляризации радиоизлучения в разных диапазонах указанные авторы делают вывод о том, что упорядоченная компонента магнитного поля направлена радиально, но по своей амплитуде значительно уступает случайной компоненте, на долю которой приходится порядка 80\% полной энергии магнитного поля. Предположение о том, что поле в остатке представляет собой сжатое взрывом первоначальное поле в окрестности звезды, не согласуется с этими данными, так как в этом случае должна превалировать тангенциальная относительно ударного фронта компонента поля, перпендикулярная радиусу.

Мы учли генерацию дополнительного магнитного поля электрическим током частиц, ускоряемых сильным ударным фронтом. Решение самосогласованной задачи при однородной инжекции частиц в режим ускорения с учетом обратного влияния поля на тензоры диффузии частиц приводит к выводу, что параллельные фронту компоненты поля подавляются ускоренными частицами на несколько порядков величины. Остается лишь компонента, перпендикулярная фронту.  Такая конфигурация поля при однородной инжекции  не приводит к генерации дополнительного поля и в этом смысле устойчива. Это объясняет данные о радиальном направлении упорядоченной компоненты поля. Что касается стохастической компоненты, то она  эффективно генерируется ускоренными частицами, если их инжекция в режим ускорения на фронте неоднородна вдоль фронта. Неоднородность инжекции может быть вызвана неоднородностями плотности вещества перед фронтом. Достаточно относительной неоднородности плотности порядка 1\%, чтобы генерировалось поле наблюдаемой величины с масштабами порядка масштабов неоднородности плотности. Рассмотренные явления дают примеры самоорганизации плазмы с магнитным полем в сильно неравновновесной системе. Они могут оказать значительное влияние на эффективность ускорения частиц ударным фронтом и на магнитотормозное излучение ускоренных частиц.

Работа выполнена при частичной поддержке РФФИ, гранты 01-02-16654, 03-02-17433.

Изучается возможность объяснения заметной доли межгалактических сверхновых \S ($20^{+12}_{-15}\%$) наблюдаемых в скоплениях галактик (Гал-Ям и др. 2003) при эволюции тесных двойных белых карликов в ядрах шаровых скоплений. Методом популяционного синтеза расчитана эволюции таких звезд в шаровых скоплениях. В характерном шаровом скоплении число слияний двойных белых карликов в расчете на 1 звезду $\sim 10^{-13}$ в год, что в 30 раз выше чем в среднем по галактике.

Вычисляются скорости доминирующих реакций взаимодействия нейтрино с нуклонной средой оболочки сверхновой с сильным магнитным полем. Оцениваются длины пробегов нейтрино всех сортов. Анализируется зависимость длин пробега от плотности среды, ее температуры и напряженности магнитного поля.

Невозможность описать кривую рапространенности элементов протеканием r-процесса в одной модели  и появление  наблюдательных данных свидетельствуют, по-видимому, о протекании r-процесса при различных условиях, характерных для разных астрофизических объектов. В двухкомпонентной модели r-процесса деление может оказаться среди основных физических механизмов, влияющих на течение r-процесса и формирование выходов тяжелых элементов основной компоненты - с массами A>120.  Обсуждается роль вынужденного и запаздывающего деления и массового распределения продуктов деления при образовании химических элементов в r-процессе.

NO ABSTRACT

Распространение космических лучей в межзвездном газе сопровождается их ядерной фрагментацией и образованием вторичной компоненты космических лучей. Наблюдаемое отношение потоков вторичных и первичных ядер зависит от энергии и имеет максиммум при энергии 1 ГэВ/нуклон. Обсуждается возможное происхождение этой энергетической зависимости в рамках диффузионно-конвективного описания переноса космических лучей в Галактике с учетом влияния релятивистских частиц на межзвездную турбулентность.

Некоторое время назад были обнаружены корреляции между направлениями прилета космических лучей сверхвысоких энергий (КЛСЭ) и положением на небесной сфере  блазаров типа BL Lac, видимых в гамма-диапазоне (E>30~MeV). Вероятность  случайного совпадения оказалась на уровне 10^{-7}. 

Предполагается объяснить использовавшийся метод вычисления корреляций, привести новые аргументы в поддержку полученного результата и обсудить  физические критерии, выделяющие среди блазаров потенциальные источники КЛСЭ.

Доклад посвящён конструированию, производству, тестированию качества и моделированию параболического зеркала Френеля, являющегося одним из важнейших приборов установки ТУС по измерению Широких Атмосферных Ливней (ШАЛ) от космических лучей предельно высоких энергий (UHECR) с орбиты спутника РЕСУРС ДК1. Для обработки представленных результатов измерения прототипа зеркала и его последующей корректировки было разработано специальное программное обеспечение, учитывающее специфику задачи.

Обсуждается величина энергии, которую имели бы падающие на установку космические лучи (КЛ), ускоренные в активных ядрах. Рассматриваются  КЛ, ускоренные в лацертидах в соответствии с моделью Кардашева (MNRAS, 1995, 276, 515), и КЛ от сейфертовских ядер с красными смещениями z<=0.0092, имевших в источниках степенной либо моноэнергетический спектр. При вычислениях было взято распределение активных ядер в соответствии с данными каталога (Верон-Сетти и Верон, 2001, A&A, 374, 92). Показано, что в результате  взаимодействий с фоновыми излучениями в межгалактическом пространстве протоны, покинувшие лацертиды с максимальной в модели Кардашева энергией 10²⁷ эВ, достигнут установки со средней энергией 3-10²⁴ эВ, в противоречие с  данными измерений. Протоны,  ускоренные до 10²¹ эВ, достигают установки со средней энергией 6-10¹⁹ эВ. Вычислены энергетические спектры частиц от лацертид и сейфертовских ядер на уровне установки и проведено их сравнение с данными измерений. Найдено, что спектр КЛ от лацертид согласуется с данными измерений, если спектр частиц в источниках √ моноэнергетический. Спектр КЛ от близких сейфертовских ядер согласуется с измеренным спектром при условии, что исходный спектр КЛ - степенной.

Рассматриваются фундаментальные ограничения на энергию частиц, ускоряемых электромагнитными силами в космических объектах. Проводится сравнительный анализ различных механизмов ускорения, который показывает, что предложенный нами конверсионный механизм [1] наименее требователен к геометрии электромагнитного поля в ускорителе и позволяет максимально приблизится к фундаментальному пределу энергии. Обсуждаются также особенности гамма-излучения, сопровождающего процесс ускорения.

По экспериментальным данным Самаркандского нейтронного супермонитора проведён анализ данных зависимости форбуш-понижения интенсивности космических лучей (КЛ) от произведения напряженности межпланетного магнитного поля и скорости солнечного ветра. Показано, что возмущение солнечного ветра, способное вызвать магнитную бурю, всегда влияет на космические лучи. Можно считать, что каждой магнитной буре соответствует форбуш-эффект. Иногда этот эффект очень мал и почти не проявляется в наблюдениях плотности КЛ на Земле. Во время форбуш-понижения происходит перестройка спектра мощности космических лучей, наблюдаются короткопериодические вариации КЛ, которые также зависят от скорости солнечного ветра и напряжённости межпланетного магнитного поля.

Вследствие разного времени эволюции массивных ($\sim 10^{6-7}$  лет) и маломассивных ($\sim 10^{9-10}$ лет) рентгеновских двойных следует ожидать, что их популяции отражают интенсивность процесса звездообразования и полную звездную массу родительской галактики соответственно. Наблюдения близких галактик обсерваториями Chandra и ASCA и результаты "переписи" рентгеновских двойных в нашей Галактике и в Магеллановых Облаках подтвердили правильность этой картины и позволили прокалибровать соотношения между числом и суммарной светимостью рентгеновских двойных и текущим темпом звездообразования и звездной массой родительской галактики. Это открывает возможность использовать рентгеновскую светимость нормальной галактики для независимого   измерения ее фундаментальных параметров -- звездной массы и текущего темпа звездообразования.  Распределение HMXB и LMXB по светимости в отдельно взятой галактике описывается универсальными функциями светимости, нормировка которых пропорциональна темпу звездообразования (в случае HMXB) и полной звездной массе (LMXB). Форма универсальных функций светимости в первом приближении не зависит от параметров родительской галактики и различна для HMXB и LMXB, что отражает различные режимы аккреции в массивных и маломассивных двойных.