Какие опытные факты являются в настоящее время свидетельством расширения вселенной

Обновлено: 25.05.2024

Построение данной модели напрямую связано с общей теорией относительности, разработанной физиком-теоретиком Альбертом Эйнштейном.

В основу модели легли два предположения:

Осторожно! Если преподаватель обнаружит плагиат в работе, не избежать крупных проблем (вплоть до отчисления). Если нет возможности написать самому, закажите тут.

Предположение о кривизне пространства и ее связи с плотностью массы (энергии), вытекающее из уравнений Эйнштейна, описывающих гравитационное поле.
Предположение об изотропности и однородности Вселенной, сформулированное советским физиком Александром Александровичем Фридманом в качестве принципа космологии в 1922 году. Согласно ему Вселенная обладает одинаковыми свойствами во всех направлениях и во всех точках.

А.Эйнштейн неоднократно подтверждал, что именно А. А. Фридман положил начало теории расширяющейся Вселенной.

Нестационарность Вселенной считается самым важным принципом ее модели. Основан он на двух постулатах теории относительности:

на принципе относительности;
на постоянстве скорости света, подтвержденном экспериментальным путем.

Принцип относительности гласит, что в любой инерциальной системе отсчета все физические процессы будут протекать одинаково, независимо от того, является ли система неподвижной или движется равномерно и прямолинейно.

Приняв за основу космологический принцип однородности и изотропности Вселенной, Фридман сделал вывод, что помимо уже известных решений уравнения Эйнштейна имеют и другие, нестационарные решения.

Это значит, что Вселенная может как сжиматься, так и расширяться. Ее можно представить в виде мыльного шара, радиус и площадь которого при надувании увеличиваются. Речь идет о расширении всего пространства, приводящему к увеличению всех расстояний нашего мира.

Фридманом было предложено 3 варианта развития дальнейших событий в мировом пространстве:

Первый вариант предполагает медленное расширение Вселенной. В результате гравитационного притяжения между галактиками оно должно замедлиться, и в конце концов прекратиться совсем. После этого Вселенная начнет сжиматься, и за счет искривления пространства, она замкнется сама на себя в виде сферы.
Второй вариант предусматривает бесконечное расширение Вселенной. Искривленное пространство при этом имеет форму седла и является бесконечным.
Третий вариант рассматривает Вселенную как плоское и бесконечное пространство.

Какой из вариантов является действующим моделью эволюции Вселенной, зависит от соотношения гравитационной энергии и кинетической энергии разлета вещества.

В том случае, если гравитационная энергия, препятствующая разлету, окажется меньше, чем кинетическая энергия разлетающегося вещества, силы притяжения будет недостаточно, чтобы препятствовать разбеганию галактик, и процесс расширения Вселенной будет необратимым. Такую модель называют открытой Вселенной.

Если гравитационное притяжение сильнее кинетической энергии, то скорость расширения постепенно замедлится, и начнется обратный процесс — сжатие вещества, до тех пор, пока Вселенная не возвратится в начальное сингулярное состояние. Такая модель носит название закрытой, или осциллирующей, Вселенной.

В промежуточном случае, когда силы гравитации и энергия разлетающегося вещества окажутся равны, расширение будет продолжаться, но скорость его со временем будет уменьшаться и стремиться к нулевой. В результате —ориентировочно через десятки миллиардов лет существования Вселенной — наступит ее квазистационарное состояние. Теоретически Вселенная может начать пульсировать.

К сожалению, на момент своего открытия вывод А. Фридмана не был оценен научным сообществом. Из-за невозможности экспериментального подтверждения его модель расширяющейся Вселенной считалась чисто теоретической.

Проводя наблюдения за далекими источниками света, ученые выяснили, что красное смещение пропорционально расстоянию до светового объекта. Это подтверждало справедливость гипотезы Фридмана о том, что видимая часть Вселенной расширяется.

Выявленная пропорциональная зависимость красного смещения галактик и расстояния между ними получила название Закона Хаббла, хотя то же самое открытие было сделано на 2 года раньше бельгийским ученым Жоржем Леметром.

Таким образом, красное смещение помогло подтвердить теорию о нестационарности Вселенной, которая в течение нескольких миллиардов лет измеряется миллиардами парсеков.

Дальнейшие исследования Хаббла привели к выводу о том, что наша галактика является лишь одной из множества галактик, из которых состоит Вселенная. Все они находятся друг от друга на огромном расстоянии, которое постоянно увеличивается. Так из гипотезы благодаря исследованиям возникла концепция расширяющейся Вселенной.

Согласно ей Вселенная эволюционировала от начального сингулярного состояния, характеризующегося сверхвысокой температурой, бесконечной кривизной и плотностью пространства, до расширяющегося.

Фридман объяснял подобный характер Вселенной следующими постулатами:

радиус кривизны Вселенной изначально равен нулю, но со временем он увеличивается, притом непрерывно;
изменение радиуса кривизны имеет определенный период — Вселенная периодически возвращается в сингулярное состояние (точку), а затем вновь увеличивает радиус кривизны, и это повторяется бесконечно.

Итак, Хабблом было доказано:

пространство Вселенной непрерывно расширяется;
галактики разбегаются друг от друга;
скорость движения галактик непрерывно растет;
все расстояния во Вселенной увеличиваются.

Была выведена постоянная Хаббла H, с помощью которой можно связать скорость удаления внегалактического объекта с расстоянием до него. Эта постоянная является одинаковой величиной в каждый момент времени для всех точек Вселенной, но сам коэффициент со временем меняется.

Например, в 2013 году значение постоянной Хаббла H оценивалось в 67,80 ± 0,77 (км/с)/Мпк. Более поздние оценки неоднозначны, но в основном дают значения более 70 (км/с)/Мпк.

Постоянная Хаббла позволила определить время, в течение которого происходит процесс расширения Вселенной: от 10 до 19 млрд лет. Наиболее вероятным возрастом существования нашей Вселенной принято считать 15 млрд лет.

Как и любую научную концепцию, теорию Фридмана можно применять лишь в определенных границах, так как она не учитывает квантовые эффекты. Например, ее нельзя использовать в области слишком малых пространственно-временных масштабов

Описание гипотезы Большого Взрыва

Раз Вселенная непрерывно расширяется, значит, когда-то она должна была возникнуть. Как произошло ее первоначальное появление?

Согласно гипотезе, вначале всего существования был взрыв. Он отличался от привычного нам взрыва на Земле, начинающегося из определенного центра и постепенно распространяющегося в разные стороны, захватывающего окружающее пространство.

Взрыв, о котором идет речь, произошел сразу во всем пространстве, одновременно в каждой его точке. При этом каждая материальная частица начала стремительно удаляется от всех остальных частиц.

бесконечной плотностью массы;
пространством, имеющим вид точки;
взрывным расширением.

Одним из следствий гипотезы было предсказание существования реликтового излучения. Это следствие подтвердилось в 1965 году, когда было открыто реликтовое излучение фотонов и нейтрино, которые образовались во время ранней стадии расширения Вселенной.

Вопрос, который волнует всех: из чего образовалась Вселенная?

Современная наука предполагает, что существующий мир мог возникнуть из вакуума. Вакуум не является абсолютной пустотой. Скорее, это своеобразная форма материи, из которой при определенных условиях способны зародиться ее другие формы.

С точки зрения ученых, Вселенная могла самопроизвольно зародиться из вакуума при спонтанном возникновении энергетического потенциала в отсутствии частиц. То есть возникло поле как вид физической материи.

При этом поле не имело постоянной напряженности, а испытывало флуктуации.

Флуктуации — отклонение от среднего значения напряженности, равного нулю.

При флуктуации образуются виртуальные частицы, способные участвовать во взаимодействии с другими частицами. Сталкиваясь с себе подобными, они превращаются в реальные.

Что происходило во время Большого Взрыва, в начальный период существования Вселенной?

В космологической науке самой популярной является гипотеза, рассматривающая постепенную эволюцию физической материи. При этом предполагается первоначальное существование единой суперсилы, из которой впоследствии образовались все существующие физические силы.

Ученые говорят о следующих этапах Большого Взрыва:

инфляционном;
суперструнном;
этапе великого объединения;
электрослабом;
кварковом;
этапе нуклеосинтеза.

На инфляционном этапе происходило расширение (раздувание) трех измерений пространства. Когда оно закончилось, энергия расширения была преобразована в элементарные частицы и излучение, вызвавшее увеличение температуры Вселенной.
Второй этап характеризовался появлением первых материальных объектов, получивших название суперструн, так как они обладали длиной и свойством колебаться. Теоретически эти колебания могут образовывать различные частицы и физические поля.
На третьем этапе, по мере снижения температуры во Вселенной, начали происходить определенные физические процессы. В частности, единая суперсила разбилась поначалу на силу гравитации и силу великого объединения. В этом периоде пространственные измерения (длина, высота, ширина) продолжали расширяться. Струны же начали сжиматься из-за понижения температуры и превратились в точечные объекты (элементарные частицы и античастицы). На тот момент все элементарные частицы были одинаковыми и взаимодействовали друг с другом благодаря силе великого объединения.
Электрослабый этап был охарактеризован расщеплением силы великого объединения на две части: сильную и электрослабую. Из-за этого элементарные частицы не смогли больше взаимодействовать друг с другом и разделились на лептоны и кварки. При это они приобрели способность взаимодействовать с излучением и не отличались от него.
Кварковый этап начался с расщеплением электрослабых сил на электромагнитные и слабые. Поскольку электрослабая сила в начале этапа сдала свои позиции сильной силе, то под воздействием последней кварки объединились в нейтроны и протоны.
При достижении Вселенной возраста 10 000 с и при температуре 1 млрд градусов начался этап нуклеосинтеза, во время которого началось образование ядер атомов гелия и водорода. Весь процесс занял около трех минут. Последующие 300 000 лет расширение Вселенной продолжалось при постепенном понижении температуры до 3000 градусов. Этот период характеризуется образованием атомов из электронов (протонов и нейтронов) и ядер атомов. Так началась эра вещества, а период, названный Большим Взрывом, закончился.

Проблемы теории расширяющейся Вселенной

Теория расширяющейся Вселенной, несмотря на огромную популярность, имеет ряд проблем:

Существует мнение, что если бы Вселенная начала расширяться в результате Большого Взрыва, то это могло бы вызвать возникновение сильного неоднородного распределения вещества. Однако этого не наблюдается.
Гипотеза Большого Взрыва принимает расширение Вселенной как факт, не объясняя его.
Если предположить, что вначале Вселенная была симметричной, с одинаковым количеством материи и антиматерии, то должен был существовать специальный механизм, который привел к преобладанию частиц над античастицами, а материи — над антиматерией (барионной асимметрии). Этот механизм, бариогенезис, вызвал бы возможность распада протона. А этого не наблюдается.
В теориях, посвященных этапу Великого объединения, предполагалось возникновение магнитных монополей в большом количестве. Но они до сих пор не обнаружены.
Современными учеными подвергается сомнению и вывод Хаббла, что все соседние галактики удаляются от Земли (а значит, Вселенная расширяется), на том лишь основании, что у них наблюдается красное спектральное смещение. Ученые считают, что красное смещение нельзя однозначно объяснять лишь эффектом Допплера. Это может происходить и по причине того, что гравитационные потенциал звезд превышает гравитационный потенциал Земли, и именно это приводит к отличию излучаемой элементами частоты. На основании этого современные ученые делают вывод, что красное смещение вызвано изменением частоты колебаний, когда элементы находятся в области с большим, чем на Земле, гравитационным потенциалом, а вовсе не из-за удаления от нее звезд и галактик.

Современные теории о дальнейшей эволюции Вселенной

Взяв за фундамент модель расширяющейся Вселенной, ученые вывели ряд теорий о ее дальнейшей эволюции.

Согласно им, пространство продолжает расширяться, приводя к увеличению разреженности материи, удалению галактик и их скоплений друг от друга, приближению температуры фонового излучения к абсолютному нулю.

Все звезды когда-то должны будут завершить свой жизненный цикл и превратиться в один из трех вариантов:

в белых карликов, которые со временем остынут, став холодными черными карликами;
в нейтронные звезды;
в черные дыры.

Придет к концу эра светящегося вещества. Останутся холодное излучение, элементарные частицы, темные массы вещества, которые будут разлетаться все дальше друг от друга в продолжающей разрежаться пустоте.

Огромное количество вещества Вселенной будет поглощено черными дырами. По теории Хокинга, со стороны черных дыр будет продолжать исходить излучение. Но должно будет пройти очень много времени, прежде чем что-то заметно изменится. Проблема в том, что черные дыры поначалу будут поглощать энергию фонового излучения в гораздо больших размерах, чем производить собственную. Поэтому фоновое излучение остынет намного быстрее.

По прогнозам ученых это может случится, когда возраст Вселенной будет больше нынешнего в десятки миллионов раз. Только после этого черные дыры, имеющие массу, равную массе Солнца, начнут взрываться и выбрасывать потоки частиц и излучения.

Английский физик Джон Барроу и американский физик Фрэнк Типлер изложили свою теорию будущей картины расширяющейся Вселенной в совместной работе на эту тему. Они предполагали, что старая нейтронная звезда содержит в своих недрах достаточно энергии, чтобы передавать ее частицам, находящимся вблизи ее поверхности. В результате этого процесса вещество, из которого состоит нейтронная звезда, должно полностью испариться со временем.

По их теории, черные дыры, распадаясь, вызовут рождение частиц и античастиц в равной пропорции.

Типлер и Барроу считали, что если запаса энергии во Вселенной ровно столько, чтобы хватило для ее неограниченного расширения, и не более, то электрическое притяжение в парах, создаваемых электроном и позитроном, должно перевесить как гравитационное притяжение, так и общее расширение Вселенной.

В этом случае все электроны и позитроны за определенный промежуток времени пройдут процесс аннигиляции друг с другом. В итога, по мнению двух ученых, последняя стадия существующей материи будет представлена не черными дырами и холодными темными телами, а повсеместным разреженным излучением, остывающим до одинаковой конечной температуры.

Немецкий физик Герман фон Гельмгольц еще в 1854 году высказал мысль о неизбежности смерти Вселенной в результате выравнивания температуры ее вещества. Согласно второму началу термодинамики происходит передача тепла к холодным телам от более теплых. Со временем разница их температур будет ничтожной, что приведет к невозможности дальнейшего совершения работы.

К тем же выводам нас приводят современное представление о Вселенной, которая непрерывно и безгранично расширяется, и концепция о квантовом излучении черных дыр.

Ученые не пришли к единому мнению о том, как закончится противоборство между гравитационным притяжением вещества Вселенной и ее расширением.

Если притяжение окажется сильнее сил разбегания, то наступит процесс Большого Сжатия, и Вселенная придет к начальному состоянию сингулярности, которое с одинаковой вероятностью может стать как началом нового цикла расширения, так и концом существования Вселенной.
Если же победят силы разбегания, то расширение Вселенной будет неограниченно долгим. Но силы притяжения все еще будут иметь большое значение для определения конечного состояния вещества. Возможны 2 варианта:

темные холодные массы продолжат рассеиваться и дальше;
вещество превратится в безграничное однородное излучение.

В очень отдаленном будущем наша эпоха звездной активности может оказаться кратчайшим мгновением в ее бесконечном существовании.

На настоящий момент, благодаря собранным данным, перевешивает теория о вечном расширении Вселенной. Хотя все еще есть надежда на то, что Вселенная окажется пульсирующей, и со временем вещество и излучение вновь смогут возродиться в ней.

Немногим больше ста лет назад никто на нашей планете не знал, что Вселенная расширяется. Но несмотря на все беды и несчастья, которые ХХ век принес человечеству, именно это столетие ознаменовано научно-техническим прогрессом. За невероятно короткий отрезок времени мы узнали о мире и Вселенной больше, чем когда-либо.

Идею о том, что наша Вселенная расширяется на протяжении последних 13,8 миллиардов лет впервые предложил бельгийский физик Жорж Леметр в 1927 году. Два года спустя американскому астроному Эдвину Хабблу удалось подтвердить эту гипотезу. Он установил, что каждая галактика удаляется от нас и чем она дальше, тем быстрее это происходит. Сегодня существует множество способов, с помощью которых ученые могут понять, как быстро наша Вселенная увеличивается в размерах. Вот только цифры, которые исследователи получают в процессе измерения, каждый раз получаются разными. Но почему?

Самая большая загадка Вселенной

Как мы знаем сегодня, существует тесная связь между расстоянием до галактики и тем, как быстро она удаляется. Так, скажем, галактика на расстоянии 1 мегапарсек от нашей планеты (один мегапарсек приблизительно равен 3,3 млн световых лет) удаляется со скоростью 70 километров в секунду. А та галактика, что находится несколько дальше, на расстоянии двух мегапарсек, движется в два раза быстрее (140 км/сек).

Интересно и то, что сегодня существует два основных подхода для определения возраста Вселенной или, по-научному, Постоянную Хаббла. Разница между этими двумя группами заключается в том, что один набор методов рассматривает относительно близкие объекты во Вселенной, а другой – очень отдаленные. Однако каким бы способом не воспользовались ученые, результаты каждый раз получаются разные. Выходит, либо мы делаем что-то не так, либо где-то далеко во Вселенной происходит нечто абсолютно неведомое.

Исходя из того, что быстрее всего от Земли отдаляются самые далекие галактики, ученые сделали вывод о том, что когда-то все галактики находились в одной точке – по времени это событие совпадает только с Большым взрывом.

Представьте, что вы стоите на опушке леса, прямо перед деревом. Из-за того, что вы стоите очень близко, вы видите только одно дерево в своем поле зрения. Но стоит отойти немного назад, как вы увидите больше деревьев. И чем дальше вы будете отходить, тем больше деревьев возникнет у вас перед глазами. Примерно то же самое происходит с галактиками, которые ученые наблюдают с помощью телескопов, но гораздо сложнее.

Как узнать скорость расширения Вселенной?

Чтобы получить хорошие статистические данные, астрономы наблюдают за галактиками, расположенными довольно близко к Земле, примерно на расстоянии 300 миллионов световых лет и ближе. Однако наблюдая за галактиками, необходимо учитывать пыль, фоновые галактики и звездные скопления, которые видно на полученных с помощью телескопа изображениях.

Вселенная, однако, хитра. Начиная с 1990-х годов астрономы увидели, что очень далекие взрывающиеся звезды всегда были расположены дальше, чем показывали простые измерения. Это привело их к мысли, что сейчас Вселенная расширяется быстрее, чем раньше, что, в свою очередь, привело к открытию темной энергии — таинственной силы, ускоряющей Вселенское расширение.

На сегодняшний день время Большого взрыва, породившего Вселенную, ученые оценивают с помощью компьютерного моделирования.

Как пишут авторы научной работы, когда мы смотрим на очень далекие объекты, мы видим их такими, какими они были в прошлом, когда Вселенная была моложе. Если скорость расширения Вселенной тогда была иной (скажем, 12-13, 8 миллиарда лет назад), чем сейчас (менее миллиарда лет назад), мы можем получить два разных значения для Постоянной Хаббла. Или, быть может, разные части Вселенной расширяются с разной скоростью?

Но если скорость расширения изменилась, значит возраст нашей Вселенной совсем не такой, как мы думаем (ученые используют скорость расширения Вселенной, чтобы проследить ее возраст). Это, в свою очередь, означает, что у Вселенной другой размер, а значит время, необходимое для того, чтобы что-то произошло, тоже будет другим.

В любом случае Постоянная Хаббла является предметом горячих споров в астрономическом сообществе. Новое исследование, однако, добавило еще больше вопросов, так что борьба с неопределенностью будет долгой. Когда-нибудь, конечно, наше понимание космоса изменится. Но когда это произойдет, космологам придется искать что-то еще, о чем можно будет спорить. Что они обязательно сделают.

Наша вселенная расширяется. С ускорением. Каждую секунду пространство между космическими галактиками растет все быстрее и быстрее.

Только в конце двадцатого века ученые обнаружили, что вселенная расширяется с ускорением. Его начало - около 5 миллиардов лет назад, относительно скоро до возраста вселенной, которой почти 14 миллиардов лет. Это оказался огромным сюрпризом для всех ученых, потому что, согласно тогдашним теориям, вселенная должна замедляться, а не ускорять свое расширение.

На самом деле, сам Эйнштейн столкнулся с проблемами, связанными с идеей об изменяющейся, а не статичной вселенной. Великий ученый считает, что почти до самого конца своей жизни вселенная должна быть статичной и неизменной - и при этом она не должна расширяться или уменьшаться. Именно по этой причине он меняет свои уравнения, которые говорят об обратном, и добавляет к ним так называемые космологическая постоянная, которая препятствует расширению пространства.

Когда в 1929 году американский астроном Эдвин Хаббл открыл так называемую красное смещение галактик, становится ясно, что кажется, что все другие галактики в космосе "убегают" от нас.

Хаббл наблюдает за смещением видимого света галактик в красный спектр, что означает, что объект удаляется, и мы можем измерить его скорость. Это так называемый закон Хаббла, и скорость расширения сегодня известна как постоянная Хаббла (около 72 км в секунду на мегапарсек, равная 1 парсек = 31 триллион километров или 206 265 раз расстояния между Землей и Солнцем, и 1 мегапарсек = 1 миллион парсек).

Поэтому единственно возможное объяснение состоит в том, что пространство вселенной расширяется и не может быть статичным. И хотя эксперименты Хаббла являются эмпирическим доказательством, математическое изложение этого факта было сделано еще раньше бельгийским математиком Жоржем Ломмером в 1927 году. Перед лицом этого доказательства Эйнштейн отказался от космологической постоянной и даже назвал ее "самой большой ошибкой в его карьера".

Сегодня, однако, совершенно неожиданно, что нам снова нужна космологическая константа, хотя и немного другим способом.

Теория большого взрыва и эволюция вселенной

Как только станет ясно, что галактики убегают друг от друга, логично предположить, что в начале все они были сгруппированы в одном месте. Более того, мы можем предположить, что в самом начале вселенная была сжата в одну взорвавшуюся точку. Так рождается теория большого взрыва.

Сегодня это одна из широко признанных и проверенных теорий развития вселенной. Причина в ее огромной объяснительной силе. Действительно, если все когда-либо было собрано в одной точке, то это состояние должно быть с огромной температурой и невероятной плотностью. Моделирование таких условий является одной из задач современных ускорителей частиц, таких как Большой адронный ускоритель в ЦЕРНе. Объясняя появление химических элементов в результате Большого взрыва, Первичный нуклеосинтез, также является одним из больших успехов теоретической ядерной физики.

Это так называемый космическое микроволновое фоновое излучение, также называемое остаточным или реликтовым излучением. Идея состоит в том, что, когда вселенная очень молода, она находится в чрезвычайно плотном и горячем состоянии плазмы и непрозрачна. Во время процесса расширения его температура снижается, и он начинает охлаждаться. При более низкой температуре могут образовываться стабильные атомы, но они не могут поглощать тепло, и Вселенная становится прозрачной (примерно через 300-400 лет после взрыва). Это время, когда испускаются первые фотоны, которые даже сегодня циркулируют в пространстве и могут быть обнаружены нами. Поэтому их излучение называется реликтовым, т.е. остаточное. Этот момент - также самая далекая вещь, которую мы можем видеть с нашими телескопами.

Космическое микроволновое фоновое излучение

Помимо неоспоримого доказательства Большого взрыва, реликтовое излучение дало нам еще кое-что. Зонд WMAP (микроволновый зонд анизотропии Уилкинсона), запущенный в 2001 году, отображает космическое фоновое излучение в наблюдаемой Вселенной. Различный цвет рисунка соответствует небольшой разнице в температуре излучения. В результате излучение является однородным с точностью до пяти знаков после запятой. Однако там, после пятого знака, что-то интересное и удивительное - темная материя.

Он взаимодействует только гравитационно, и мы не можем установить или доказать это каким-либо другим способом. По оценкам, его содержание составляет около 25 процентов от общей плотности вселенной, в то время как обычная, наша материя, составляет всего 4-5 процентов.

Хотя темную материю нельзя наблюдать непосредственно, ее присутствие было предложено Фрицем Цвицким в 1934 году для объяснения так называемой "Проблема с недостающей массой".

Оказывается, что галактики не могут быть стабильными и вращаться, как они это делают, если не существует огромного количества скрытой массы, удерживающей звезды в соединенной галактике. Результаты исследования космического фонового излучения однозначно подтверждают наличие большого количества темной материи.

Результаты WMAP также можно использовать для проверки геометрии юниверса - закрытой, открытой или плоской.

Сегодня мы знаем, что Вселенная плоская с точностью до 0,5 процента. Это хорошо, но это также означает, что в зависимости от плотности вещества и энергии во вселенной у нас может быть другой конец эволюции пространства. Если общая плотность (так называемый космологический параметр Омеги) превышает критическую массу, Вселенная может сжаться в так называемую Большой крах, прямо противоположный большому взрыву. Или, наоборот, мы можем расширяться до бесконечности, пока сама вселенная не станет довольно холодной, пустынной и относительно скучной. Это теория Большого охлаждения.

Темная энергия и конечная судьба Вселенной

На самом деле, как мы можем знать, что произошло с пространством Вселенной, и что будет с ним в будущем? Поскольку скорость света ограничена, чем дальше находится объект, тем дольше свет должен будет добраться до нас. Например, путь света от нашего Солнца до Земли составляет чуть более 8 минут. Наблюдая с помощью наших телескопов далеких звезд, мы на самом деле видим прошлое, когда ловим свет, который давно покинул их и только сейчас достигает нас. Тогда, если мы знаем, что наблюдаем два одинаковых объекта, но на разном расстоянии, мы можем вывести изменение пространства между ними во времени.

Объекты, которые относительно "идентичны" в космосе, известны как стандартные свечи.

Это могут быть переменные звезды особого типа, так называемые Цефеиды. Они пульсируют одинаково, т.е. излучать один и тот же световой поток через равные промежутки времени. Другими такими объектами, которые являются еще более точными показателями расстояний, являются вспышки сверхновых типа IA. Они представляют собой термоядерное разрушение звезды (фактически пары звезд). Из-за особенностей процесса всегда выделяется одна и та же энергия. Вот почему сверхновые IA - наши самые известные стандартные свечи.

Это огромный парадокс, и причина ускоренного расширения пока неизвестна. Чтобы объяснить это, ученые вновь вводят космологическую постоянную Эйнштейна в уравнения, но с противоположным знаком - то есть он действует как антигравитация и целесообразно расширяет пространство.

Тем не менее похоже, что Эйнштейн не так сильно ошибался.

Сегодня мы знаем, что темная энергия занимает около 70 процентов от общей плотности энергии Вселенной. Мы понятия не имеем, почему он начинает свое действие или какова его природа. Вполне возможно, что его сила будет уменьшаться или увеличиваться со временем.

В зависимости от этого, есть два сценария конца нашей вселенной. Если космологическая постоянная продолжает работать и расти, мы будем расширяться вечно. Если, наоборот, его сила уменьшается и гравитация побеждает, тогда концом нашего космоса может стать Великое Падение. Тогда, почему бы и нет, возможно, новая вселенная родится в новом космическом Большом Взрыве. Но пока это просто загадки, ответы на которые скоро будут раскрыты.

Лямбда-CDM, ускоренное расширение Вселенной . Временная шкала на этой схематической диаграмме простирается от эпохи Большого взрыва / инфляции 13,7 миллиарда лет назад до настоящего космологического времени.

Наблюдения показывают , что расширение по Вселенной ускоряется, таким образом, что скорость , при которой далекой галактики отступает от наблюдателя непрерывно увеличивается со временем.

Ускоренное расширение было обнаружено в течение 1998 года двумя независимыми проектами, проектом Supernova Cosmology Project и группой поиска сверхновых High-Z , которые оба использовали далекие сверхновые типа Ia для измерения ускорения. Идея заключалась в том, что, поскольку сверхновые типа Ia имеют почти такую же внутреннюю яркость ( стандартная свеча ), и поскольку объекты, находящиеся дальше, кажутся более тусклыми, мы можем использовать наблюдаемую яркость этих сверхновых, чтобы измерить расстояние до них. Затем расстояние можно сравнить с космологическим красным смещением сверхновой , которое измеряет, насколько Вселенная расширилась с момента возникновения сверхновой. Неожиданным результатом стало то, что объекты во Вселенной удаляются друг от друга с ускоренной скоростью. В то время космологи ожидали, что скорость удаления всегда будет замедляться из-за гравитационного притяжения материи во Вселенной. Три члена этих двух групп впоследствии были удостоены Нобелевских премий за свое открытие. Подтверждающие доказательства были найдены в барионных акустических колебаниях и при анализе скоплений галактик.

СОДЕРЖАНИЕ

За десятилетия, прошедшие с момента обнаружения космического микроволнового фона (CMB) в 1965 году, модель Большого взрыва стала наиболее распространенной моделью, объясняющей эволюцию нашей Вселенной. Уравнение Фридмана определяет, как энергия Вселенной управляет ее расширением.

где κ представляет собой кривизну Вселенной , a ( t ) - масштабный фактор , ρ - полная плотность энергии Вселенной, а H - параметр Хаббла .

Затем мы можем переписать параметр Хаббла как

где четыре предполагаемых в настоящее время вкладчика в плотность энергии Вселенной - кривизна , материя , излучение и темная энергия . Каждый из компонентов уменьшается с расширением Вселенной (увеличение масштабного фактора), за исключением, возможно, члена темной энергии. Именно значения этих космологических параметров используют физики для определения ускорения Вселенной.

Уравнение ускорения описывает эволюцию масштабного фактора во времени.

где давление P определяется выбранной космологической моделью. (см. пояснительные модели ниже)

Одно время физики были настолько уверены в замедлении расширения Вселенной, что ввели так называемый параметр замедления q ₀ . Текущие наблюдения показывают, что этот параметр замедления отрицательный.

Отношение к инфляции

Согласно теории космической инфляции , очень ранняя Вселенная пережила период очень быстрого квазиэкспоненциального расширения. Хотя временной масштаб для этого периода расширения был намного короче, чем у текущего расширения, это был период ускоренного расширения с некоторым сходством с текущей эпохой.

Техническое определение

поэтому параметр Хаббла со временем уменьшается, если только . Предпочтение отдается наблюдению , что подразумевает, что это положительно, но отрицательно. По сути, это означает, что космическая скорость удаления любой конкретной галактики увеличивается со временем, но ее соотношение скорость / расстояние все еще уменьшается; таким образом, различные галактики, расширяющиеся по сфере фиксированного радиуса, в более поздние времена пересекают сферу медленнее. q - 1 а ¨ >> d ЧАС / d т

Доказательства ускорения

Чтобы узнать о скорости расширения Вселенной, мы смотрим на соотношение звездных величин и красного смещения астрономических объектов с использованием стандартных свечей или на их соотношение между красным смещением и расстоянием с использованием стандартных линейок . Мы также можем посмотреть на рост крупномасштабной структуры и обнаружить, что наблюдаемые значения космологических параметров лучше всего описываются моделями, которые включают ускоряющееся расширение.

Наблюдение за сверхновой

Для сверхновых с красным смещением менее 0,1 или временем прохождения света менее 10 процентов возраста Вселенной это дает почти линейную зависимость между расстоянием и красным смещением в соответствии с законом Хаббла . На больших расстояниях, поскольку скорость расширения Вселенной менялась со временем, соотношение расстояние-красное смещение отклоняется от линейности, и это отклонение зависит от того, как скорость расширения изменялась с течением времени. Полный расчет требует компьютерного интегрирования уравнения Фридмана, но простой вывод может быть дан следующим образом: красное смещение z напрямую дает космический масштабный коэффициент в момент взрыва сверхновой.

Барионные акустические колебания

В ранней Вселенной до того, как произошла рекомбинация и разделение , фотоны и материя существовали в первичной плазме . Точки с более высокой плотностью в фотонно-барионной плазме сжимались под действием силы тяжести до тех пор, пока давление не становилось слишком большим, и они снова расширялись. Это сжатие и расширение создавало в плазме вибрации, аналогичные звуковым волнам . Поскольку темная материя взаимодействует только гравитационно, она остается в центре звуковой волны, источнике первоначальной сверхплотности. Когда произошло разделение, примерно через 380 000 лет после Большого взрыва, фотоны отделились от материи и смогли свободно течь через Вселенную, создавая космический микроволновый фон, каким мы его знаем. Это оставило оболочки барионной материи на фиксированном радиусе от сверхплотности темной материи, на расстоянии, известном как звуковой горизонт. Со временем Вселенная расширилась, и именно на этих неоднородностях плотности материи начали формироваться галактики. Таким образом, глядя на расстояния, на которых галактики с разным красным смещением стремятся к скоплению, можно определить расстояние стандартного углового диаметра и использовать его для сравнения с расстояниями, предсказанными различными космологическими моделями.

Были обнаружены пики в корреляционной функции (вероятность того, что две галактики будут находиться на определенном расстоянии друг от друга) при 100 ч -1 Мпк (где h - безразмерная постоянная Хаббла ), что указывает на то, что это размер звукового горизонта сегодня, и сравнивая это со звуковым горизонтом во время разделения (используя CMB), мы можем подтвердить ускоренное расширение Вселенной.

Скопления галактик

Измерение функций масс скоплений галактик , которые описывают плотность скоплений выше пороговой массы, также свидетельствует о темной энергии. Путем сравнения этих массовых функций при высоких и малых красных смещениях с предсказанными различными космологическими моделями, получены значения w и Ω _m , которые подтверждают низкую плотность вещества и ненулевое количество темной энергии.

Возраст вселенной

Имея космологическую модель с определенными значениями космологических параметров плотности, можно интегрировать уравнения Фридмана и получить возраст Вселенной.

Сравнивая это с фактическими измеренными значениями космологических параметров, мы можем подтвердить справедливость модели, которая ускоряется сейчас и имела более медленное расширение в прошлом.

Гравитационные волны как стандартные сирены

Недавние открытия гравитационных волн с помощью LIGO и VIRGO не только подтвердили предсказания Эйнштейна, но и открыли новое окно во Вселенную. Эти гравитационные волны могут работать как стандартные сирены для измерения скорости расширения Вселенной. Abbot et al. В 2017 году значение постоянной Хаббла составило примерно 70 километров в секунду на мегапарсек. Амплитуды деформации h зависят от масс объектов, вызывающих волны, расстояния от точки наблюдения и частоты обнаружения гравитационных волн. Соответствующие меры расстояния зависят от космологических параметров, таких как постоянная Хаббла для близлежащих объектов, и будут зависеть от других космологических параметров, таких как плотность темной энергии, плотность материи и т. Д. Для удаленных источников.

Пояснительные модели

Темная энергия

Самым важным свойством темной энергии является то, что она имеет отрицательное давление (отталкивающее действие), которое относительно равномерно распределяется в пространстве.

где c - скорость света, а ρ - плотность энергии. Различные теории темной энергии предполагают разные значения w , причем w 1 / 3 для космического ускорения (это приводит к положительному значению ä в уравнении ускорения выше).

Самое простое объяснение темной энергии состоит в том, что это космологическая постоянная или энергия вакуума ; в этом случае w = −1 . Это приводит к модели лямбда-CDM , которая с 2003 года по настоящее время известна как Стандартная модель космологии, поскольку это простейшая модель, хорошо согласующаяся с множеством недавних наблюдений. Riess et al. обнаружили, что их результаты по наблюдениям сверхновых отдают предпочтение расширяющимся моделям с положительной космологической постоянной ( Ω _λ > 0 ) и текущим ускоренным расширением ( q ₀ ).

Фантомная энергия

Текущие наблюдения допускают возможность космологической модели, содержащей компонент темной энергии с уравнением состояния w . Эта фантомная плотность энергии станет бесконечной за конечное время, вызывая такое огромное гравитационное отталкивание, что Вселенная потеряет всю структуру и закончится Большим разрывом . Например, для w = - 3 / 2 и H ₀ = 70 км · с −1 · Мпк −1 , время, оставшееся до того, как Вселенная закончится в этом Большом разломе, составляет 22 миллиарда лет.

Альтернативные теории

Другой тип модели, гипотеза обратной реакции, была предложена космологом Сикси Рясяненом: скорость расширения неоднородна, но мы находимся в области, где расширение происходит быстрее, чем фон. Неоднородности в ранней Вселенной вызывают образование стенок и пузырей, причем внутри пузыря содержится меньше вещества, чем в среднем. Согласно общей теории относительности, пространство менее искривлено, чем стены, и поэтому кажется, что оно имеет больший объем и более высокую скорость расширения. В более плотных областях расширение замедляется более сильным гравитационным притяжением. Следовательно, внутренний коллапс более плотных областей выглядит так же, как ускоренное расширение пузырьков, что приводит нас к выводу, что Вселенная подвергается ускоренному расширению. Преимущество в том, что для этого не требуется никакой новой физики, такой как темная энергия. Рясянен не считает эту модель вероятной, но без каких-либо фальсификаций она должна оставаться возможной. Для работы потребуются довольно большие колебания плотности (20%).

Последняя возможность состоит в том, что темная энергия - это иллюзия, вызванная некоторой погрешностью в измерениях. Например, если мы находимся в более пустой, чем в среднем, области пространства, наблюдаемая скорость космического расширения может быть ошибочно принята за изменение во времени или за ускорение. Другой подход использует космологическое расширение принципа эквивалентности, чтобы показать, как может казаться, что пространство расширяется быстрее в пустотах, окружающих наше локальное скопление. Будучи слабыми, такие эффекты, совокупно рассматриваемые в течение миллиардов лет, могут стать значительными, создавая иллюзию космического ускорения и создавая впечатление, будто мы живем в пузыре Хаббла . Еще одна возможность состоит в том, что ускоренное расширение Вселенной - это иллюзия, вызванная нашим относительным движением по отношению к остальной Вселенной, или что использованный размер выборки сверхновых не был достаточно большим.

Теории последствий для Вселенной

По мере расширения Вселенной плотность излучения и обычной темной материи снижается быстрее, чем плотность темной энергии (см. Уравнение состояния ), и, в конечном итоге, темная энергия доминирует. В частности, когда масштаб Вселенной удваивается, плотность материи уменьшается в 8 раз, но плотность темной энергии почти не меняется (она точно постоянна, если темная энергия является космологической постоянной ).

В моделях, где темная энергия является космологической постоянной, Вселенная будет экспоненциально расширяться со временем в далеком будущем, приближаясь к Вселенной де Ситтера . Это в конечном итоге приведет к исчезновению всех свидетельств Большого взрыва, поскольку космический микроволновый фон смещается в сторону более низких интенсивностей и длин волн. В конце концов, его частота станет достаточно низкой, чтобы он был поглощен межзвездной средой и, таким образом, был скрыт от любого наблюдателя в галактике. Это произойдет, когда возраст Вселенной будет меньше чем в 50 раз больше своего нынешнего возраста, что приведет к концу космологии в том виде, в каком мы ее знаем, поскольку далекая Вселенная потемнеет.

доктор физико-математических наук, главный научный сотрудник Института ядерных исследований РАН, член-корреспондент РАН

Как расширяется наша Вселенная?

Вселенная расширяется точно так же, как расширяется поверхность шарика, который вы надуваете. Вы можете нарисовать две точки на поверхности шарика, начать его надувать, и эти точки друг от друга раздвинутся. Причем любые две точки на шарике одинаково раздвинутся относительно друг друга. В таком же смысле расширяется наша Вселенная.

Тут произошла типичная для науки история. Допустим, вы знаете всю известную физику, и в соответствии с ней у вас все работает. Но дальше вы понимаете, что есть фундаментальные законы. И всякий раз, как вы научились смотреть физику на меньших расстояниях, больших скоростях, вы пытаетесь проверить: а работают ли эти законы? И вы увидите, что теория немножечко начинает отличаться от эксперимента. Вы улучшаете экспериментальную чувствительность, и это расхождение увеличивается. Потом увеличивается еще и еще, и в какой-то момент вы признаете, что, наверное, что-то нужно менять.

Лет 10–15 назад измерение времени — величина времени жизни нейтрона — сдвинулась больше чем на пять стандартных измерений.

Сегодня темп расширения Вселенной определяется плотностью той компоненты, которая доминирует во Вселенной. Это так называемая темная энергия — очень странное вещество, которое не реагирует на расширение Вселенной. Обычное вещество как устроено? Вот есть у вас эти самые изюминки, и они составляют основную массу. Когда у вас пирог увеличился, расстояние между изюминками увеличилось, плотность энергии уменьшилась. А темная энергия не реагирует. И это очень странная вещь — так называемая dark energy, ее проявления в обычной физике нет нигде. Ну вот так устроено: она только в гравитации и только на больших расстояниях. Поэтому лишь космологические наблюдения могут помочь ее посмотреть.

Мы про нее ничего не знаем, но всегда задаем себе вопрос: насколько она константна? Возвращаясь к аналогии с пирогом, есть ли корочка? А если нет, то насколько большим может быть этот пирог? Мы увидели странную аномалию и, возможно, просто пока не догадались, как эта субстанция изменяется. Может быть, она все-таки изменяется. Мы это сейчас увидели, но теоретически пока не нашли ту самую модель, которая все эти разные измерения сведет в одно.

Как ученые измеряют расширение Вселенной?

Методы измерений можно разделить на два класса. Один метод — это измерение, которое относится к объектам, процессам и явлениям в современной Вселенной, которую мы сейчас более-менее хорошо знаем. И есть другие методы, которые относятся к извлечению величины современного темпа. Наблюдаемые данные в первую очередь рассказывают нам о физике ранней Вселенной.

За тот факт, что Вселенная расширяется с ускорением, дали Нобелевскую премию. Это наблюдение было сделано как раз со сверхновыми вспышками, которые видны очень далеко. И оно было качественно основано на том, что один из способов измерения расстояния состоит в использовании так называемых стандартных свеч. Если у вас есть лампочка, мощность которой вы точно знаете, вы измеряете поток. По тому, насколько тускло светит лампочка, можно узнать, насколько она далеко. Нужно учитывать при этом все: изменяется частота, время и другие параметры. Если все это учесть, можно отсюда понять, как расширялась Вселенная.

Для этого используется оригинальный способ измерения параметра Хаббла, который был разработан ученым Хабблом. Число, которое он получил, примерно раз в десять больше, чем то, что мы сейчас знаем. Если бы он так измерил сегодня, его бы все засмеяли, но тем не менее он угадал, что Вселенная расширяется и что есть этот параметр. Измерение этого замечательного параметра Хаббла ведется в километрах на секунду на мегапарсеки (км/с/Мпк). Эта характеристика позволяет нам по вспышке делать определенные расчеты. Допустим, если вспышка случилась так — это лампочка 10 Вт, а если так — это лампочка 20 Вт. И так мы узнаем расстояние.

Есть второй метод измерения: реликтовое излучение — это фотоны, которые образовались во Вселенной в эпоху рекомбинации образования водорода. В ранней Вселенной была плазма. В какой-то момент Вселенная расширилась настолько, что стало выгодно образовывать водород — протоны с электронами образовали нейтральный водород. У фотонов, которые там летали, нет зарядов, нет свободных заряженных частиц, им не на ком рассеиваться, поэтому они распространялись и летят до сих пор, мы их каждый день регистрируем и считаем, что Вселенная полностью ими заполнена.

Когда все фотоны к нам летели, они летели во Вселенной, которая эволюционировала. Она расширялась, образовывались новые структуры. Пролетая мимо галактик и скоплений галактик, фотоны отклонялись, и в какой-то момент случилась реионизация. И мы сейчас видим уже ее результат. Мы не видим ту первичную картинку анизотропии, но зато мы по этой картинке можем не только узнать раннюю физику — физику реликтового излучения, или раннюю космологию, но и можем проследить всю историю развития Вселенной.

Картинка анизотропии реликтового излучения может многое рассказать нам. Мы измеряем температуру реликтовых фотонов, глядя на разные уголки неба. Температура фотонов у нас 2,7 °К. Но есть незначительные различия: 300, 200, 100 мкК (это очень маленькая величина: 10 –4 ). В этой картинке на самом деле очень много информации. Разные пятнышки — это так называемая анизотропия реликтового излучения. Считается, что эти пятнышки произошли из-за того, что в первичной плазме была немножко неоднородно распределена материя, где-то электронов было побольше, где-то поменьше. И поэтому в одном месте рекомбинация случилась немножко пораньше, в другом немножко попозже. Соответственно, фотоны, которые тут летят, имеют разную температуру: чуть больше и чуть меньше. Эти неоднородности очень интересны для исследователей. Это свидетельство того, как Вселенная дышала в ту эпоху, как она развивалась.

Расстояние между пиками, угловой размер — это прямо размер звуковой волны самый большой. Именно эти измерения позволяют узнать, как расширялась Вселенная. Это и есть параметр Хаббла.

Прогресс в экспериментальной технике действительно идет, и все улучшения, о которых я говорил, появились благодаря новым экспериментальным данным. Все-таки физика — это экспериментальная наука. Я думаю, нас ждет какое-то очень важное открытие. Должны быть новые экспериментальные данные, новое поколение экспериментов, которое в первую очередь будет смотреть за распределением структур, за тем, сколько у нас во Вселенной галактик.

Читайте также: