"По составу комета Борисова не похожа ни на одну комету Солнечной системы, кроме кометы Хейла – Боппа. Их сходство указывает, что 2I/Borisov сформировалась в условиях, подобных тем, которые царили в ранней Солнечной системе", – рассказал один из авторов исследования, ведущий научный сотрудник Национального астрофизического института Италии Альберто Челлино.

2I/Borisov – это первая межзвездная комета, которую 30 августа 2019 года открыл крымский астроном Геннадий Борисов. Кроме условий формирования ученые пока не нашли в ней ничего особенного – ее размер, внешний вид и скорость движения аналогичны большинству иных комет.

Челлино и его коллеги, среди которых был и первооткрыватель кометы, завершили анализ данных с телескопов VLT и ALMA, которые наблюдали за хвостом 2I/Borisov. Благодаря чувствительности этих приборов ученые исследовали свойства пыли из хвоста кометы, измерили размеры ее частиц, а также собрали информацию о структуре спектра ее излучения в микроволновом и видимом диапазонах электромагнитных волн. Благодаря этому астрономы смогли узнать химический состав кометы.
В частности, ученые обнаружили, что по поляризации излучения, которое порождает пыль из хвоста объекта, а также некоторым особенностям его спектра 2I/Borisov похожа на комету Хейла – Боппа. Ее открыли в 1995 году, независимо друг от друга, американцы Алан Хейли и Томас Бопп.

Сходство этих комет, по мнению астрономов, говорит, что они сформировались на окраинах протопланетного диска в первые эпохи жизни их планетных систем. Обе кометы состоят из первичной материи тех газопылевых облаков, внутри которых возникло Солнце и пока неизвестная нам звезда, в окрестностях которой возникла 2I/Borisov.

Телескоп ALMA зафиксировал, что по мере сближения кометы Борисова с Солнцем концентрация угарного газа в ее хвосте менялась. Исходя из этого ученые считают, что 2I/Borisov состоит из нескольких обособленных скоплений материалов, которые сформировались в разных частях протопланетного диска.

Астрономы пока не могут точно сказать, почему эти скопления материи перемешались. Они предполагают, что это произошло в результате миграций планет-гигантов в первые эпохи жизни той системы, где возникла комета Борисова. Дальнейший анализ данных и новые пролеты межзвездных объектов через Солнечную систему, как надеются исследователи, помогут проверить эту теорию.

Вновь открытая черная дыра промежуточной массы является «недостающим звеном», связывающим между собой две популяции черных дыр: малые черные дыры, образующиеся в результате гибели звезд, и сверхмассивные гиганты, лежащие в ядрах большинства галактик.

В новой научной работе исследователи из Мельбурнского университета и Университета Монаша, Австралия, открыли черную дыру массой примерно в 55 000 масс Солнца – легендарную «черную дыру промежуточной массы».

Главный автор исследования Джеймс Пейнтер (James Paynter) сказал, что это новое открытие проливает свет на формирование сверхмассивных черных дыр (СМЧД). «Хотя мы знаем, что эти СМЧД лежат в центрах большинства, если не всех, галактик, но мы не понимаем, как эти гиганты смогли вырасти до настолько огромных размеров на протяжении периода существования Вселенной», - сказал он.

Эта новая черная дыра была обнаружена в результате анализа наблюдений гравитационно линзированного гамма-всплеска.

Этот гамма-всплеск, полусекундная вспышка высокоэнергетического излучения, испускаемого парой объединяющихся звезд, имел характерное «эхо», обнаруживаемое при наблюдениях. Возникновение этого «эхо» связано с лежащей между нами и этой вспышкой черной дырой, которая искажает траекторию света, движущегося к Земле, так что астрономы видят одну и ту же вспышку дважды.

Мощное программное обеспечение, разработанное для обнаружения черных дыр на основе анализа наблюдений гравитационных волн, было адаптировано для установления факта того, что эти две вспышки являются светом, идущим со стороны одного и того же объекта.

«Эта вновь открытая черная дыра может быть очень древним объектом – первичной черной дырой – сформированным в ранней Вселенной еще до того, как зажглись первые звезды и галактики», - сказал соавтор исследования профессор Эрик Фрейн (Eric Thrane) из Школы физики и астрономии Университета Монаша.

«Эти ранние черные дыры могут являться зародышами СМЧД, которые обнаруживаются в центрах галактик сегодня».

«Используя эту новую черную дыру-кандидата, мы можем оценить общее число таких объектов во Вселенной. Мы прогнозировали эту возможность примерно 30 лет назад, и теперь с удовольствием видим убедительный пример ее реализации».

Согласно оценкам исследователей, в окрестностях Млечного пути может находиться около 46 000 черных дыр промежуточных масс.

Работа опубликована в журнале Nature Astronomy.

В ночной атмосфере Венеры на высотах 85–100 км предельно мало озона, а содержание двуокиси серы значительно изменяется в течение нескольких суток. Эти выводы были сделаны по итогам обработки данных прибора SPICAV на борту аппарата «Венера-Экспресс», созданного при активном участии Института космических исследований Российской академии наук. Статья с результатами работы опубликована в Journal of Geophysical Research: Planets.

Орбитальная станция Европейского космического агентства «Венера-Экспресс» работала у Венеры в 2006–2014 годах. На её борту был установлен, в числе прочих научных приборов, комплекс спектрометров SPICAV/SOIR (Spectroscopy for the Investigation of the Characteristics of the Atmosphere of Venus), созданный при активном участии Института космических исследований РАН. Ультрафиолетовый канал спектрометра SPICAV был единственным прибором на борту «Венеры-Экспресс», способным одновременно изучать распределение по высоте концентраций таких малых газовых составляющих, как озон (O3) и диоксид серы (SO2), в верхней мезосфере Венеры.

Этот слой атмосферы соответствует высотам 85–100 км, и очень интересен для исследователей, поскольку здесь находится зона пересечения различных режимов глобальной атмосферной циркуляции. Поведение озона и диоксида серы в данной области атмосферы на ночной стороне, не освещенной Солнцем, до сих пор было изучено довольно плохо из-за нехватки экспериментальных данных.

Сейчас это стало возможным благодаря методу наблюдений в режиме звездного просвечивания, впервые реализованному на Венере спектрометром SPICAV. Спектрометр «следил» за звездами при их восходе и заходе за горизонт планеты и измерял спектры их излучения, которое проходило через атмосферу и поглощалось её молекулами. Благодаря этому удалось измерить концентрации углекислого газа (CO2 — основная составляющая атмосферы Венеры), SO2 и O3 на высотах 85–100 км.

Озон был впервые обнаружен в атмосфере Венеры также благодаря «Венере-Экспресс» в 2011 году. Тогда удалось установить, что венерианский озоновый слой находится примерно на высоте 100 км с концентрацией примерно 107–108 молекул в см3, но это были только первые наблюдения. Дарья Евдокимова и Денис Беляев, научные сотрудники отдела физики планет ИКИ РАН и первые авторы статьи, опубликованной в журнале JGR: Planets впервые представили результаты совокупного анализа содержания озона и диоксида серы за все восемь лет наблюдений SPICAV.

«Мы регистрировали только максимальные концентрации озона в атмосфере Венеры на высотах 85–100 км, то есть от 107 до 108 молекул в кубическом сантиметре, — поясняет Дарья Евдокимова. — Эти значения были получены в 132 сеансах наблюдений, и они показывают крайне малое содержание этого газа на планете по сравнению с земным, которое приблизительно в 10 тысяч раз больше. Накопленная статистика, однако, позволила оценить в среднем высотный профиль относительного содержания O3, то есть отношения плотности озона к плотности углекислого газа как основной компоненты атмосферы. В исследуемом диапазоне высот оцененное содержание увеличивается от 1–30 частей на миллиард в объеме (ppbv) на высоте 90 км до 6–120 ppbv на 100 км».
Как полагают исследователи, наблюдаемое распределение озона указывает на то, что этот газ взаимодействует с химическими соединениями, переносимыми ветрами из дневной стороны полушария на ночную. Например, это могут быть соединения хлора, которые, как известно, быстро реагируют с озоном и разрушают его. Наблюдения диоксида серы за все годы эксперимента SPICAV показали, что его концентрации значительно меняются за короткое время (несколько земных суток) от нескольких единиц до нескольких сотен ppbv. Однако при этом в среднем по профилю его относительное содержание на высотах 85–100 км постоянно и составляет 135±21 ppbv.

Наличие быстрых и значительных вариаций не позволяет сделать однозначный вывод о временном или пространственном распределении SO2 в ночном полушарии без применения улучшенных химических моделей, учитывающих глобальную циркуляцию атмосферы.

«Эти результаты показывают, что верхняя мезосфера Венеры — очень изменчивая среда, которую только предстоит описать теоретически, — говорит Денис Беляев. — Полученные нами экспериментальные данные по распределению O3 и SO2 позволят уточнить модели циркуляции атмосферы в перекрестной транзитной зоне около 100 км и приближают нас к пониманию природы атмосферы Венеры. Она разительно отличается от земной по физическим характеристикам, тем не менее в ней протекают похожие химические процессы, в которых участвуют озон и сернистые окиси».
***

Автоматическая межпланетная станция «Венера-Экспресс» была запущена 9 ноября 2005 года с космодрома Байконур при помощи ракеты-носителя «Союз-ФГ» с разгонным блоком «Фрегат». Аппарат вышел на первую вытянутую орбиту вокруг Венеры 11 апреля 2006 года. В феврале 2015 года аппарат вошёл в атмосферу Венеры и закончил свою миссию, но обработка его данных продолжается и сейчас.

Специалисты Института космических исследований Российской академии наук принимали участие в разработке, изготовлении и испытаниях двух научных приборов орбитального аппарата: универсального спектрометра и спектрометра высокого спектрального разрешения SPICAV/SOIR (руководители: Ж.-Л. Берто/Jean-Loup Bertaux, Франция, О.И. Кораблев, Россия, Д. Невеянс/Dennis Nevejans, Бельгия) и планетного Фурье-спектрометра PFS (изготовлен в Италии с участием России, научный руководитель В. Формизано/Vittorio Formisano, Италия, Л.В. Засова, Россия). В экспериментах VIRTIS, VMC, ASPERA российские ученые принимали участие как соисследователи.

За последнюю пару десятилетий были подтверждены открытия почти пяти тысяч экзопланет, многие из них, как считают ученые, обладают твердой поверхностью и попадают в зону обитаемости — то есть температурный режим на них допускает существование жидкой воды. Поэтому астрономы нуждаются в наборе признаков, которые, с одной стороны, могут указывать на присутствие живых организмов, с другой — будут доступны для существующих и перспективных средств наблюдения. Лучше всего на эту роль подходят особенности состава атмосферы. Ожидается, что будущий космический телескоп «Джеймс Уэбб» и новые наземные телескопы, такие как GMT (Giant Magellan Telescope), ELT (Extremely Large Telescope) и TMT (Thirty Meter Telescope), смогут проводить исследования атмосфер скалистых экзопланет, обращающихся вокруг близких к Солнцу красных карликов.

Химические элементы и соединения, которые могут быть связаны с жизнедеятельностью внеземных организмов, называются биосигнатурами (или биомаркерами). К ним относятся кислород, водяной пар, углекислый газ, метан, озон, закись азота, диметилсульфид, диметилдисульфид, хлорметан, а также фосфин, обнаружение которого в атмосфере Венеры недавно взбудоражило научное сообщество. В качестве косвенных биосигнатур могут рассматриваться соединения, связанные с вулканизмом на планетах, такие как сероводород, диоксид серы, угарный газ и молекулярный водород.

Группа астрономов во главе с Чжучаном Чжаном (Zhuchang Zhan) из Массачусетского технологического института предложила расширить список потенциальных биомаркеров, внеся в него изопрен (C5H8). В обычных условиях он представляет собой бесцветную летучую жидкость и на Земле создается разнообразными организмами, включая водоросли, животных, бактерии, грибы, растения и протисты, причем за производство 90 процентов изопрена в мире отвечают именно растения, в основном, тропические. В год на Земле образуется 400-600 мегатонн изопрена, что сравнимо с производством метана. В атмосфере нашей планеты изопрен существует менее трех часов и рассматривается как прародитель органических аэрозолей, так как быстро разрушается, например в результате реакций с кислородосодержащими соединениями, такими как озон и радикалы O· и ·OH.

Так как для биосинтеза изопрена не требуется молекулярный кислород, этот газ в принципе может создаваться анаэробными организмами (в частности бактериями) в бедной кислородом атмосфере экзопланеты, считают ученые. В этом случае он будет способен накапливаться в ней, и время жизни молекул изопрена увеличится. В частности, в течение первых 2,4 миллиарда лет жизни нашей планеты в ее атмосфере не было кислорода, и изопрен мог накапливаться в ней до доступных для обнаружения уровней. Обнаружить изопрен можно по ряду особенностей в спектрах, проявляющихся в инфракрасном диапазоне.

Исследователи определили, что будущему космическому телескопу «Джеймс Уэбб» будет по силам отыскать изопрен в богатой молекулярным водородом атмосфере экзопланеты, размером с суперземлю или больше, во время ее прохождения по диску своего красного карлика. При этом необходимо, чтобы изопрен создавался в атмосфере экзопланеты в 10–100 раз активнее, чем на Земле, чтобы данные были достоверными. Еще одна сложность заключается в возможности спутать некоторые спектральные характеристики изопрена с характеристиками метана и некоторых других углеводородов. Тем не менее, по мнению ученых, изопрен стоит добавить в список потенциальных биосигнатурных газов.
О том, откуда берутся биомаркеры, и как астрономы их ищут и анализируют, можно узнать из материала «Кто наследил?».

Максимального блеска на уровне +13,5 зв. вел. астероид достигнет 12 апреля около 15:30 мск. вр., примерно за 30 мин до максимального сближения с Землей (несовпадение этих моментов связано с эффектом фазы). Максимальная угловая скорость составит 67″/сек, т.е. угловой диск Юпитера меньше чем за 1 секунду времени! Скорость относительно Земли будет 8 км/сек. Пока существует большая неопределенность орбиты, т.к. опубликовано всего 15 точек наблюдений из 3 разных обсерваторий. Но в ближайшее время будут проведены дополнительные наблюдения и мы сможем опубликовать более точные данные. Предварительно, траектория астероида пройдет по созвездию Б.Медведицы.

Несколько забавных фактов о Новой Кассиопеи 2021 (V1405 Cas), в которые трудно поверить, но это действительно так:

1) Звезда CzeV3217 (скорее всего является прародителем вспышки) была добавлена в Международный каталог переменных звезд AAVSO VSX 9 марта 2021 года, за 9 суток до обнаружения вспышки Новой звезды! Поскольку каталог AAVSO VSX теперь загружается на сервер Vizier (электронная база данных астрономических объектов) два раза в месяц, а не каждую неделю, как раньше, в момент открытия Новой 19 марта 2021 года она еще не числилась в Vizier как переменная звезда, и запрос по координатам ее не выдавал;

2) Мало кому известно, что CzeV3217 не является затменно-переменной типа W UMa, а период 0,376938 суток, ошибочен! Доказательство: кривая блеска CzeV3217 за 6 лет с 2015 по 2021 год по данным проекта ATLAS (здесь). Видно, что звезда показывает хаотичную переменность: уровень максимума блеска не сохраняется, как должно быть у затменно-переменных типа W UMa, а меняется от месяца к месяцу. Более того, поиск периода по данным того же ATLAS не выдает пика на указанном периоде, а если свернуть с ним кривую блеска, получится совершенно хаотический график;

3) Космическая обсерватория Gaia 31 марта 2021 года наконец-то пронаблюдала Новую Кассиопеи 2021 года во вспышке и зарегистрировала ее как транзиент. Объект был добавлен на Transient Name Server как AT 2021hkn и в список транзиентов Gaia как Gaia21bpe. По ссылке можно посмотреть ее архивную кривую в данных Gaia и убедиться, что она раньше не была затменно-переменной типа W UMa.

Новая звезда была обнаружена 18 марта 2021 года в 13:09 мск. вр. любителем астрономии из Японии Юджи Накамурой при блеске +9,6 зв. вел. Прародителем вспышки скорее всего является звезда CzeV3217 с блеском около +15-й зв. вел. Она находится от нас на расстоянии около 5500 световых лет.

Координаты новой звезды: R.A. 23h24m47.60s, Decl. +61°11’14.0″ (J2000.0). Звезда находится в довольно живописной области неба, вблизи рассеянного звездного скопления М52 и эмиссионной туманности NGC 7635 «Пузырь». Текущий блеск новой около +8,0 зв. вел. cогласно оценкам, опубликованным на сайте Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд .

С учетом расстояния до галактики в 46 млн световых лет, максимально возможный ее блеск составит порядка +12,5 зв. вел. (если на луче зрения нет пыли). Координаты вспышки: R.A. = 12h25m41.675s, Decl. = +07°13’42.26″ (J2000). Блеск галактики +12,9 зв. вел., угловые размеры 3,4′ x 0,4′. Поисковые карты прилагаются.

Вспышки типа Ia происходят в двойных системах, когда происходит гравитационный коллапс белого карлика после превышения предела Чандрасекара из-за «воровства» материи с близкой звезды-компаньона. Эта категория сверхновых используется в качестве «стандартных свечей», так как в максимуме своего блеска они всегда имеют одну и ту же светимость, что в свою очередь позволяет определять расстояния до галактики-прародительницы.

Физики уже очень давно заняты поиском избыточной материи неизвестного происхождения, о которой мы косвенно знаем по целому ряду наблюдаемых явлений. Так, существование такой формы материи, которая напрямую не участвует в электромагнитном взаимодействии, но при этом составляет 85 процентов массы материи во Вселенной, позволило бы объяснить аномально высокую скорость вращения внешних областей галактик, эффекты гравитационного линзирования и даже особенности в неоднородностях реликтового излучения. Именно эта гипотетическая форма материи и получила название темной, но обнаружить ее напрямую пока не удалось, несмотря на обилие экспериментов по ее регистрации.

Обнаружить темную материю пытаются на самых разных масштабах изучаемых объектов с большим разнообразием механизмов ее взаимодействия с обычной материей. Так, следы темных бозонов промежуточной массы ищут в энергетических спектрах атомов, существование легчайших частиц темной материи ограничивают в экспериментах с атомными часами, а сверхтяжелые темные частицы предлагают детектировать с помощью большого количества самых настоящих маятников. Все эти эксперименты, однако, предполагают, что темная материя даст о себе знать, взаимодействуя с детектором на Земле. Но есть и иной подход: обнаружить и изучить темную материю можно, наблюдая за ее естественными скоплениями рядом с массивными объектами, к которым она бы притягивалась за счет гравитационного взаимодействия. В том числе и для этого физики регистрируют астрофизические нейтрино, которые могут родиться в компактных галактиках-спутниках в ходе аннигиляции темной материи.

Похожий подход к поиску темной материи выбрали Ребекка Лин (Rebecca Leane) из Стэнфордского университета и Тим Линден (Tim Linden) из Стокгольмского университета. Физики предположили, что объектом, притягивающим и накапливающим в больших объемах темную материю, может быть Юпитер, и что его можно использовать для прямого поиска следов существования этой формы вещества. В пользу такого выбора говорят три фактора: Юпитер одновременно тяжелый, холодный и расположен близко к Земле. Большая масса позволяет сильнее притягивать темную материю, относительно малая температура (к примеру, в сравнении с Солнцем) означает, что частицами темной материи не будет передаваться много кинетической энергии, а значит большие ее объемы будут удерживать вокруг Юпитера. Наконец, близость к Земле позволяет регистрировать больший поток гамма-квантов, которые, по устоявшемуся мнению физиков, могут появляться в ходе распада рожденных при аннигиляции темной материи долгоживущих частиц. Именно промежуточные частицы делают возможным такой подход к регистрации темной материи: последняя должна накапливаться в центре Юпитера, а эти частицы способны покинуть его плотные слои и распасться уже за его пределами, в то время как сами гамма-кванты не смогли бы выбраться из центра планеты.

В ходе анализа ученые изучали данные, накопленные космическим гамма-телескопом «Ферми» за 12 лет наблюдений. Для определения вклада Юпитера в зарегистрированное телескопом гамма-излучения физики наблюдали за участком неба в окрестности 45 градусов от самой планеты, а в качестве фона брали усредненные данные за то время, когда газовый гигант находился за пределами этой области небосвода. По разности фона и наблюдений исследователи судили о том, сколько гамма-квантов определенной энергии прилетало в телескоп непосредственно от Юпитера. В результате для большей части энергетического диапазона ученым не удалось обнаружить существенного вклада Юпитера в спектр регистрируемого гамма-излучения.

Исключением оказались данные, полученные для гамма-квантов с энергией между 10 и 15 мегаэлектронвольт — нижним пределом возможностей детектора на телескопе «Ферми». В этом диапазоне энергий вклад Юпитера оказался существенным, особенно для энергий менее 11.2 мегаэлектронвольт: для этого диапазона можно со статистической точностью в 4,6σ сказать, что газовый гигант излучал избыточные гамма-кванты. Тем не менее, авторы относятся к полученным данным с настороженностью, ведь наблюдения на самом краю допустимых энергий телескопа «Ферми» обладают очень большой погрешностью. Ученые считают, что полученные данные необходимо проверить при запуске обсерваторий AMEGO и e-ASTROGAM, которые будут идеально подходить для регистрации гамма-квантов с энергией в несколько мегаэлектронвольт. Однако уже сейчас на основании полученных данных физикам удалось наложить ограничения на взаимодействие темной материи с обычным веществом, которые на порядки превосходят ранее полученные пороги.

Не удивительно, что исследователи хотят убедиться в достоверности полученных данных: недавно мы рассказывали о том, как эксперимент ANAIS не воспроизвел результаты другого эксперимента по поиску темной материи DAMA/LIBRA, который вот уже почти 20 лет сообщает о следах регистрации темных частиц. А подробнее про то, почему для физиков так важна темная материя, можно почитать в нашем материале «Невидимый цемент Вселенной».

13 апреля 2021 года в 00:59 мск. вр. был получен оптический спектр транзиента ASASSN-21fn с помощью спектрографа, установленного на 1,2-метровом телескопе PRL в обсерватории Маунт-Абу, Индия . Он позволяет астрономам говорить о том, что объект является классической новой звездой спектрального типа Fe II на ранней стадии вспышки. Координаты новой звезды: R.A. 17h09m08.11s, Decl. -37°30’40.4″ (J2000.0).

Новые звезды — это пары звезд, состоящие из белого карлика, который «ворует» материю с близкой звезды-компаньона. Когда «сворованная» материя (в основном водород) достигает критического состояния, то происходит термоядерная реакция в ходе которой сгорает водород, скопившийся на поверхности белого карлика. Данное термоядерное событие и есть вспышка «Новой звезды», хотя в реальности это старые звезды.

Астрономы изучают активные галактики, начиная с 1950-х гг. В центрах активных галактик имеются СМЧД, поглощающие материю. Во время таких активных фаз эти объекты часто излучают экстремально мощное радио-, инфракрасное (ИК), ультрафиолетовое (УФ) и рентгеновское излучение.

В новом исследовании астрономы обратили свое внимание на все активные галактики, расположенные в границах хорошо изученного участка неба под названием GOODS-North, лежащего в направлении созвездия Большой Медведицы. До настоящего времени эта область космического пространства изучалась в основном при помощи космических телескопов, работающих в оптическом, ИК и УФ свете. К этим данным в новой работе исследователи добавили данные наблюдений, проведенных при помощи сети чувствительных радиотелескопов, включая британскую обсерваторию e-MERLIN national facility и сеть European VLBI Network (EVN).

Благодаря проведенному систематическому исследованию, астрономы выяснили три основных момента. Во-первых, оказалось, что ядра галактик различных типов демонстрируют различную активность. Некоторые черные дыры являются экстремально «прожорливыми», поглощая максимальное количество материала; другие СМЧД «жуют» свою пищу медленнее, в то время как некоторые черные дыры и вовсе «голодают».

Во-вторых, иногда фаза аккреции совпадает с фазой формирования новых звезд, а иногда – нет. Если в галактике продолжается звездообразование, активность в ядре труднее обнаружить.

В-третьих, в результате аккреционных процессов, протекающих в ядре, могут испускаться или не испускаться радиоджеты – вне зависимости от скорости, с которой черная дыра поглощает свою «пищу».

Согласно главному автору исследования Джеку Рэдклиффу (Jack Radcliffe) из Преторийского университета, ЮАР, проведенные наблюдения также показывают, что радиотелескопы оптимальны для изучения «привычек питания» черных дыр далекой части Вселенной. «Это – хорошие новости, поскольку завершение строительства радиотелескопов SKA уже не за горами, и они позволят нам глубже всматриваться во Вселенную и получать новую информацию об особенностях ее устройства».

Две публикации по результатам этого исследования увидели свет в журнале Astronomy & Astrophysics.