Надо Знать

добавить знаний



Вселенная



План:


Введение

Универсум - гравюра Фламмариона, Париж, 1888, Цвет: Гюго Гайкенвельдер, Вена, 1998
Модель Вселенной по данным Millennium simulation. Указанная белой линией расстояние составляет примерно 141 миллионов световых лет. Желтым обозначена материя, фиолетовым - темная материя (что наблюдается лишь косвенно). Каждая желтая точка представляет собой одну галактику.

Вселенная - весь материальный мир, разнообразный по формам, которые принимает материя и энергия, включая все галактики, звезды, планеты и другие космические тела. Вселенная настолько велика, что его размеры трудно представить. Вселенная, исследуемый астрономами, - часть материального мира, которая доступна исследованию астрономическими средствами, соответствующими достигнутому уровню развития науки (часто эту часть вселенной называют Метагалактикой), простирается на 1,6 ? 10 24 км и никому не известно, насколько он велик за пределами видимой части.

В узком смысле под Вселенной подразумевается мир небесных тел с законами их движения и развития, их распределение в времени и пространстве. Материя во Вселенной распределена крайне неравномерно, большая часть ее сосредоточена в отдельных более или менее плотных космических телах: галактиках, звездах и туманностях. Расстояния между отдельными объектами как правило, измеряют световых годах, то есть расстояниях, свет проходит за один год (от Солнца до ближайшей к нам звезды оно идет более 4 лет).

Небесные тела, из которых состоит Вселенная, изучает наука астрономия. Астрофизика пытается понять явления и процессы, происходящие во Вселенной. Теории эволюции Вселенной и гипотезы его развития разрабатываются в рамках космологии. Научное исследование Вселенной опирается на так называемый космологический принцип, который утверждает, что законы природы во всем объеме Вселенной одинаковы.


1. Строение Вселенной

Среди небесных тел отчетливо выделяются звезды, благодаря свету, который они излучают. Звездная вещество находится в состоянии плазмы - электропроводящего намагниченного среды. В недрах звезд температура достигает десятков миллионов градусов. Эволюция звезд включает следующие фазы: протозвезда, образование в центре этого образования термоядерного костра, основная фаза выгорания водорода в термоядерных реакциях, превращения звезды в красного гиганта, а затем - в белого карлика (для звезд - аналогов Солнца), коллапс массивных звезд со взрывом "Сверхновых" и возникновением нейтронных звезд и коллапсара - "Черных дыр".

Вселенная

Некоторые звезды имеют спутники - планеты или подобные массивные тела и образуют вместе с ними системы, аналогичные нашей Солнечной. При обеспечении ряда благоприятных условий на планетах может возникнуть жизни, как это имеет место на Земле.

Ближайшие к Земле звезды вращаются вокруг общего центра масс, образуя в целом огромную звездную систему - галактику Млечный Путь, радиус которой составляет 4.10 22 км. Общее количество звезд в нашей Галактике близка к 10 11. Продолжительность основной фазы выгорания водорода в термоядерных реакциях колеблется в пределах 8.10 6 - 70.10 9 лет. Кроме нашей Галактики, в которую входит наша Солнечная система, обнаружено много других галактик и звездных систем, которые образуют гигантскую космическую систему - Метагалактику (несколько миллиардов галактик).

Звезды и другие астрономические объекты занимают только небольшую часть объема Вселенной. Большинство Вселенной занимает межзвездное пространство - области, заполненные в основном электромагнитным излучением и нейтрино с незначительным количеством атомов барионной вещества, в основном - атомов водорода. Плотность Вселенной в среднем очень низкая - примерно 9,9 ? 10 -30 г / см 3. Это соответствует примерно одному атому водорода на кубический метр.

Анализ современных астрономических данных о движении галактических скоплений обнаружил его несовместимость с представлениями о количестве вещества во Вселенной. Одной из теорий, которая пытается объяснить различия между наблюдениями и теоретическими расчетами, есть предположение существования во Вселенной темной материи и темной энергии. По этой теории видимая барионное вещество составляет только около 4% всей материи во Вселенной.


1.1. Состав

Все звезды состоят из одинаковых элементов, которые известны на Земли. Наиболее распространенным химическим элементом во Вселенной есть водород, ему уступают по очереди: гелий, кислород, карбон, азот. Повсюду во Вселенной происходит обмен веществом и лучевой энергией. Распространенность химических элементов во Вселенной связана с историей их образования в процессе нуклеосинтеза.


1.2. Расширение

Вселенная расширяется. Количественно это расширение описывается законом Хаббла, а экспериментальное свидетельство в пользу этого процесса дает красное смещение. Расширение Вселенной происходит не в пустоту, по крайней мере научных свидетельств об ограниченности Вселенной нет. Границы Вселенной, если они существуют, лежат далеко за пределами возможностей наблюдений. Расширение Вселенной означает лишь то, что расстояния между астрономическими объектами увеличиваются. Это расширение в современную эру ускоряется. Вопрос о том, остановится ли оно в далеком будущем и перейдет в сжатие, остается дискуссионным и зависит от общего количества материи во Вселенной.

Отдаленным от Земли зарегистрированным астрономическим объектом состоянию на январь 2011 предположительно является галактика UDFj-39546284, расстояние до которой составляет 13200000000 св.р. [1].


2. Теории происхождения Вселенной

2.1. Теория Большого взрыва

Подробнее в статье Большой взрыв

Ученые выдвинули различные теории возникновения Вселенной, которыми пытались обосновать, из чего возникла Вселенная и как он приобрел современные очертания.

Основной теорией возникновения Вселенной считается теория о Большой взрыв, который произошел примерно 13,73 (? 0,12) миллиарда лет с последующим расширением Вселенной. В результате Большого взрыва возникла материя, энергия, пространство и время. Учении считают, что после Большого взрыва Вселенная была невероятно раскален. Примерно через 10 секунд сформировались атомные частицы - протоны, электроны и нейтроны; атомы водорода и гелия, из которых состоят большинство звезд, образовавшихся спустя всего несколько сотен тысяч лет после Большого взрыва, когда Вселенная значительно расширилась в размерах и остыл.

Предлагались также и другие теории, например теория стационарной Вселенной, которая, впрочем, потеряла сторонников после открытия реликтового излучения внутри 1960-х.

Ученые подсчитали, что если Большой взрыв произошел примерно 14 млрд лет назад, Вселенная должен остыть до температуры около трех градусов Кельвина. Используя радиотелескопы, ученые зарегистрировали радио шумы, которые соответствуют данной температуре, на всем звездном небе и считают их отголосками после Большого взрыва.


2.2. Инфляционная модель

Теории инфляции описывают предполагаемую стадию расширения Вселенной, начавшаяся через ~ 10 -42 с после Большого Взрыва, который носит название инфляционной стадии. Эта идея позволяет объяснить плоскую геометрию пространства. Кроме этого теория инфляции предполагает рождение наблюдаемой Вселенной с маленькой сначала причинно-связанной области, объясняет однородность и изотропности Вселенной. Хаббловське расширение же является движением по инерции благодаря большой кинетической энергии, которая была накоплена в ходе инфляции.

Любое инфляционное расширение начинается с планковских размеров и времен, когда современные законы физики начинают адекватно описывать процессы, происходящие в данный момент. Единственная причина ускоренного расширения в рамках ОТО - это отрицательное давление. Такое давление можно описать неким скалярным полем, называемым инфлантоном. В частности, таким же образом можно описать и давление физического вакуума (космологическую константу). В конце инфляционной стадии это поле должно распадаться, в противном случае экспоненциальное расширение никогда не закончится.

Основной класс моделей инфляции основывается на предположении о медленном скатывания: потенциал инфлантона медленно уменьшается до значения, равного нулю. Начальное значение может задаваться по-разному: это может быть значение начальных квантовых возмущений, а может быть строго фиксированным. Конкретный вид потенциала зависит от выбранной теории.

Теории инфляции также делятся на бесконечные и конечные во времени. В теории с бесконечной инфляцией существуют области пространства - домены - которые начали расширяться, но через квантовые флуктуации вернулись в исходное состояние, в котором возникают условия для повторной инфляции. К таким теориям относится любая теория с бесконечным потенциалом и хаотическая теория инфляции Линде.

К теорий с конечным временем инфляции относится гибридная модель. В ней существует два вида поля: первое, что отвечает за большие энергии (а значит скорости расширения), а второе за малые, определяющие момент окончания инфляции. В таком случае квантовые флуктуации могут повлиять только на первое поле, но не на второе, а значит и сам процесс инфляции конечный.

К нерешенным проблемам инфляции можно отнести скачки температуры в очень большом диапазоне, в какой-то момент она падает почти до абсолютного нуля. В конце инфляции происходит повторный нагрев вещества до высоких температур. На роль возможного объяснения столь странного поведения предлагается "параметрический резонанс".


2.3. Мультивсесвит

"Мультивсесвит", "Большая Вселенная", "Мультиверс", "Гипервсесвит", "надвсесвит", - разные переводы английского термина multiverse. Появился он в ходе развития теории инфляции.

Области Вселенной, разделенные расстояниями больше размера горизонта частиц, эволюционируют независимо друг от друга. Любой наблюдатель видит только те процессы, которые происходят в домене, равный по объему сфере с радиусом, что составляет расстояние до горизонта частиц. В эпоху инфляции две области расширения разделены расстоянием около горизонта, не пересекаются.

Такие домены можно рассматривать как отдельные вселенные, подобные нашей: они точно так же однородны и изотропны на больших масштабах. Конгломерат таких образований и является мультивсесвитом.

Хаотическая теория инфляции предполагает бесконечное разнообразие Вселенных, каждая из которых может иметь отличные от других Вселенных физические константы. В другой теории Вселенные различаются по квантовому измерению. По определению эти предположения нельзя экспериментально проверить.


3. Наблюдение

Информация, которой обладает человечество о Вселенной как о едином целом - результат астрономических наблюдений. И если в большинстве естественных наук разнообразие источников информации ничем не ограничена, то у астрономов, в подавляющем количестве случаев, оно одно - электромагнитное излучение. Среди всех наблюдаемых и наблюдаемых свойств Вселенной только небольшая часть фактов интерпретируются однозначно. Среди них:

На 2011 год основные усилия астрономов, работающих в наблюдательный астрономии, направляются в двух направлениях:

  • история развития Вселенной от ранних этапов до наших дней
  • космологическая шкала расстояний и связанное с ней явление расширения Вселенной.

3.1. Шкала расстояний

Шкала расстояний - это целый комплекс задач по измерению расстояний до различных объектов. Мы привыкли, что на Земле, да и в Солнечной системе, расстояние - это параметр, который нужно подставить, чтобы что-то найти. Но на космологических масштабах расстояние перестает быть просто параметром. Астроном Эдвин Хаббл сформулировал закон всеобщего разбегания галактик (известный также как Закон Хаббла), связывает скорость разбегания галактик (и их красное смещение) с расстоянием между ними:

  1. линии поглощения в спектрах удаленных галактик смещены в красную полосу;
  2. с увеличением расстояния этот сдвиг также увеличивается и равна:
z \ equiv \ frac {\ lambda-\ lambda_0} {\ lambda_0} = \ frac {H_0} {c} r,

где λ - наблюдаемая длина волны линии, λ 0 - длина этой же волне в лаборатории, r - расстояние между галактиками, c-скорость света, H 0 - коэффициент пропорциональности, постоянный текущую эпоху, которая носит название постоянной Хаббла, z - носит название красного смещения.

Иногда можно встретить такую ​​формулировку: скорость разбегания галактик прямо пропорциональна расстоянию. Но следует помнить, что оно корректно только пока верна формула Доплера для малых скоростей ( v = cz ).

В Хаббла были две ступени шкалы расстояний: фундаментальная - метод тригонометрического параллакса, что следует из евклидовой геометрии, и метод измерения с видимым блеском цефеид. Сегодня таких степеней гораздо больше и достигают они гораздо дальше, позволяя измерять расстояния в миллиарды парсек.


3.1.1. Метод тригонометрического параллакса

Подробнее в статье Параллакс

Параллакс - угол, на который сдвигается объект, если рассматривать его с двух разных позиций. Что дальше расположен объект, тем меньше изменяется его визуальная позиция. Чем ближе расстояние до объекта, или больше расстояние между точками наблюдения (база), тем больший параллакс. Различают два вида параллакса: годовой и групповой [2].

Годичный параллакс - угол, под которым виден средний радиус земной орбиты с центра масс звезды. Через движение Земли по орбите видимое положение любой звезды на небесной сфере постоянно меняется - звезда описывает эллипс, большая полуось которой равна годовому параллакса. По известным параллаксом из законов евклидовой геометрии можно вычислить расстояние до звезды:

L = \ frac {D} {2 \ sin \ frac {\ alpha} {2}} \ approx \ frac {D} {\ alpha}

где приближенное равенство записано для малого угла (в радианах). Эта формула показывает основные трудности этого метода: с увеличением расстояния значение параллакса уменьшается и для дальних объектов величина параллакса лежит в пределах погрешности измерений.

Сущность группового параллакса заключается в том, что если какое-то звездное скопление имеет заметную скорость относительно Земли, то по законам проекции видны направления движения его членов будут сходиться в одной точке, которая называется радиантом скопления. Расположение радиант определяется с собственных движений звезд и смещения их спектральных линий, возникает из-за эффект Доплера. Тогда расстояние до скопления можно вычислить из следующего соотношения [3] :

r = \ frac {V_r \ mathrm {tg} (\ lambda)} {4.738 \ mu}

где μ и Vr - соответственно угловая (в угловых секундах в год) и лучевая скорость (в км / с) звезды, λ - угол между прямыми Солнце-звезда и звезда-радиант, а r - расстояние (в парсеках). Заметный групповой параллакс имеет только одно звездное скопление - Гиады, но к запуску спутника " Гиппаркос "только этим способом можно было откалибровать шкалу расстояний для далеких объектов [2].


3.1.2. Метод определения расстояния по цефеидами и звездами типа RR Лиры

На цефеидам и звездах типа RR Лиры единая шкала расстояний расходится на две ветки - шкалу расстояний для молодых объектов и для старых [2]. Цефеиды расположены, в основном, в областях недавнего звездообразования, и поэтому являются молодыми объектами. Переменные типа RR Лиры тяготеют к старым системам, например, особенно их много в шаровидных звездных скоплениях в гало нашей Галактики.

Метод относится к классу фотометрических : если есть источник, светимость которого известна (так называемая стандартная свеча), то искомая расстояние вычисляется по формуле:

d = d_0 10 ^ {\ frac {m-M} {5}}

где M - абсолютная звездная величина, m - видимая звездная величина, а d 0 = 10 ПК.

Оба типа звезд являются переменными, но если цефеиды - недавно образованные объекты, то переменные типа RR Лиры - гиганты спектральных классов AF, сошедших с главной последовательности и расположены, в основном, на горизонтальной ветке диаграммы "цвет-величина" для шаровых скоплений. Однако, способы их использования как стандартных свечей разные:

  • Для цефеид существует хорошо известна зависимость "Период пульсации - Абсолютная звездная величина". Скорее всего, это связано с тем, что массы цефеид разные [ ].
  • Для переменных типа RR Лиры средняя абсолютная звездная величина примерно одинакова и составляет M_ {RR} \ approx0.78 ^ m [2].

Определение расстояний по этому методу также связано с некоторыми трудностями, в частности:

  • Необходимо выделять звезды в скоплениях и галактиках. В рамках Млечного Пути это не составляет особого труда, но чем больше расстояние, тем меньше угол, разделяющая звезды.
  • Необходимо учитывать поглощение света космической пылью и неоднородность их распределения в пространстве.

Кроме того, для цефеид остается серьезной проблемой точное определение нуль-пункта зависимости "Период пульсации - Светимость". На протяжении XX века его значение постоянно менялось, а значит менялась и расстояние, измеряемое подобным способом. Светимость переменных типа RR Лиры, хотя и почти постоянная, но все же зависит от металичности.


3.1.3. Метод определения расстояния по сверхновыми типа Ia

Кривые блеска различных сверхновых:
- Типа SN 2006gy
- Типа Ia
- Типа II
- Типа SN 1987A

Характерная черта сверхновых типа Ia - сходство кривых блеска и одинаковое светимость в максимуме. Открытие последнего факта стало возможным после определения расстояний по цефеидами к галактик, в которых произошли вспышки сверхновых. Собственно, только после этого стало возможным использование сверхновых в качестве стандартных свечей.

Физическая схема явления довольно проста. Колыбелью сверхновой такого типа является тесная двойная система с белого карлика и красного гиганта. Вещество белого карлика находится в вырожденном состоянии, и масса, которая может находиться в таком состоянии, имеет границу. Когда в процессе эволюции красный гигант переполняет свою полость Роша, начинается перетекание вещества на белый карлик, где она накапливается. Когда масса белого карлика превышает предел Чандрасекара, давление вырожденного газа больше не способен удерживать вещество, скопившейся на поверхности. Происходит гравитационный коллапс, который приводит значительного уплотнения звезды и повышение ее температуры. Таким образом создаются условия для протекания ядерных реакций водородного цикла, углеродно-азотного цикла, тройной α-реакции. Вместе со всей веществом горят углерод и кислород, образуя радиоактивный никель. Вырожденность газа обеспечивает одновременность взрыва во всем объеме белого карлика. Масса белого карлика в этот момент равна предела Чандрасекара, что приводит к примерно одинаковой выделения энергии во время вспышки. Характерная энергия такой сверхновой - 10 50 - 10 51 эрг [4], что больше энергии гравитационного связи звезды. После взрыва почти все вещество звезды переходит в оболочку, которая рассеивается и подсвечиваются энергией распада радиоактивного никеля [4].

Вышесказанное означает, что наблюдая за кривой блеска, можно определить, какую звездную величину сверхновая имела в максимуме, а значит, и определить расстояние до нее.

Сверхновые - наиболее яркие из стандартных свечей и видны с гораздо большего расстояния. Именно с их помощью проверяют закон Хаббла для больших z. Подобным образом, в 1998 году две группы наблюдателей открыли ускорение расширения Вселенной [5]. На сегодняшний день факт ускорения почти не вызывает сомнений, однако, за сверхновыми позволяют однозначно определить его величину: все еще ​​крайне велики погрешности для больших z [6] [7].


3.1.4. Метод определения расстояния за гравитационными линзами

Геометрия гравитационного линзирования.

Проходя мимо массивное тело, луч света отклоняется. Таким образом, массивное тело способно собирать параллельный пучок света в некотором фокусе, строя изображения, причем их может быть несколько. Это явление называется гравитационным линзированием. Если объект, который линзуеться - переменный и наблюдается несколько его изображений, это открывает возможность измерения расстояний, так как между изображениями будут разные временные задержки из-за распространения лучей в различных частях гравитационного поля линзы (эффект аналогичен эффекта Шапиро в Солнечной системе).

Если в качестве характерного масштаба для координат изображения ξ и источники η (см. рисунок) в соответствующих плоскостях принять ξ 0 = D l и η 0 = ξ 0 D s / D l (где D - угловое расстояние), тогда можно записывать временное запаздывание между изображениями номер i и j следующим образом [8] :

\ Delta t = \ frac {1} {c} \ frac {D_sD_l} {D_ {ls}} (1 + z_l) \ left | \ frac {1} {2} ((x_j-y) ^ 2 - (x_i -y) ^ 2) + \ psi (x_i, y) - \ psi (x_j, y) \ right |,

где x = ξ / ξ 0 и y = η / η 0 - угловые положения источника и изображение соответственно, c - скорость света, z l - красное смещение линзы, а ψ - потенциал отклонения зависит от выбора модели. Считается, что в большинстве случаев реальный потенциал линзы хорошо аппроксимируется моделью, в которой вещество распределено радиально симметрично, а потенциал превращается в бесконечность. Тогда время задержки определяется по формуле:

\ Delta t = \ frac {1} {c} \ frac {D_sD_l} {D_ {ls}} (1 + z_l) \ left | x_i-x_j \ right |.

Однако на практике чувствительность метода к виду потенциала гало галактики существенна. Так, измеренное значение H 0 по галактике SBS 1520 +530 в зависимости от модели колеблется от 46 до 72 км / (с Мпк) [9].


3.1.5. Метод определения расстояния по красными гигантами

Яркие красные гиганты имеют одинаковую абсолютную звездную величину -3.0 m ? 0.2 m, а значит, подходят на роль стандартных свечей. Первым этот эффект в своих наблюдениях обнаружил Аллан Рекс Сэндидж в 1971 году. Считается, что эти звезды или находятся в верхней точке первого подъема ветви красных гигантов звезд малой массы (меньше солнечной), или лежат на асимптотической ветви гигантов.

Основным преимуществом метода является то, что красные гиганты удалены от областей звездообразования и повышенной концентрации пыли, что сильно облегчает учет поглощения. Их светимость также крайне слабо зависит от металичности, как самих звезд, так и окружающей среды [10]. Основная проблема данного метода - выделение красных гигантов из наблюдений звездного состава галактики. Существует два пути решения.

  • Классический - метод выделения края изображений. При этом обычно применяют Собеливський фильтр. Начало провала - искомая точка поворота. Иногда вместо собеливського фильтра в качестве аппроксимирующей функции берут гаусиан, а функция выделения края зависит от фотометрических погрешностей наблюдений [11]. Однако, по мере ослабления звезды растут и погрешности метода. Поэтому предельно измеряемый блеск на две звездных величины хуже, чем позволяет аппаратура.
  • Второй путь - построение функции светимости методом максимальной достоверности. Этот способ основан на том, что функция светимости ветви красных гигантов хорошо аппроксимируется степенной функцией:
    \ Xi (m) \ propto 10 ^ {am}
    где a - коэффициент, близкий к 0,3, m - видимая звездная величина.
    Основная проблема метода - расхождение в некоторых случаях рядов, возникающих в результате работы метода максимальной достоверности.

3.2. Изучение истории развития Вселенной и ее крупномасштабной структуры

Крайне тяжелые задачи - изучение истории развития Вселенной и проблема возникновения ее крупномасштабной структуры - одновременно являются крайне важными для всей астрофизики в целом: только их решение может показать верность понимания процессов, происходящих в отдельных объектах и ​​их объединениях на данный момент.

Сложность заключается в том, что необходимо наблюдать объекты, которые родились в одну и ту же эпоху, но разного возраста. Таким образом, с одной стороны возникает потребность наблюдать удаленные объекты, ослаблены как расстояние, так и тем, что их спектр вместе с крайне важной линией L α через расширение Вселенной смещается в инфракрасный диапазон, наблюдение в котором связаны с большими техническими трудностями . С другой стороны в ближайших окрестностях необходимо наблюдать очень старые объекты, пик светимости которых уже истек и сейчас они, по разным причинам потерявшие основной источник энергии, могут светить только благодаря мизерным старым запасам. Иными словами приходится наблюдать слабые объекты. В то же время необходима массовость наблюдений, чтобы исключить эффекты селекции.

С технической точки зрения решение первой проблемы - строительство крупных телескопов. Однако у большого телескопа не может быть большого поля и, следовательно, он не может обеспечить массовость наблюдений. И наоборот: телескоп с широким полем не может обеспечить качественные наблюдения слабых объектов. Но есть и другой путь, более творческий: применение различных методик анализа уже имеющихся данных, полученных с использованием имеющихся ресурсов. Обычно их применяют в связке: с помощью второго способа намечают проблемы и задачи, которые затем решаются на качественно новом уровне с использованием лучших космических и наземных телескопов.

Дополнительную сложность вносит и то, что вместе со Вселенной эволюционируют и объекты, с помощью которых ведутся исследования. А значит, может сложиться ситуация, когда зависимости, построенные на основе современного состояния объектов, перестанут быть адекватными. Чтобы избежать подобного, кроме самих объектов необходимо тщательно исследовать и метод, с помощью которого мы хотим изучать Вселенную.

Типичными объектами исследований в космологии являются:


3.2.1. Общие особенности и приемы

Наблюдать космологические объекты можно разными способами, некоторые подходят только для одного типа объектов, некоторые применимы ко всем. Те, которые характерны для всех, частично пришли из звездной астрономии (такие как метод звездных подсчетов или сравнения различных участков спектра), частично изобретены только для нужд космологии.

Общие проблемы наиболее ярко проявляются в галактиках. Классически, среди них выделяют четыре типа: эллиптические, линзовидные, спиральные и неправильные. Эти четыре типа во многом похожи, но также во многом разные. Факторов, влияющих на эволюцию свойств отдельно взятой галактики - огромное количество. Все это отражается на ее спектральных и фотометрических характеристиках, причем временные масштабы эволюционных процессов - миллионы лет. В результате наблюдения далеких объектов нельзя соотнести с наблюдениями близких галактик и нет простых механизмов экстраполяции того состояния к нынешнему.


3.2.1.1. Лайман-альфа лес

В спектрах некоторых далеких объектов можно наблюдать большое скопление сильных абсорбционных линий на малом участке спектра (т. н. Лес линий). Эти линии отождествляются как линии серии Лаймана, но имеют разные красные смещения.

Облака нейтрального водорода эффективно поглощают свет на длинах волн от Lα (1216 ?) в границы Лаймана. Излучение, сначала коротковолновое, на пути к нам из-за расширения Вселенной поглощается там, где его длина волны сравнима с этим "лесом". Сечение взаимодействия очень большой и расчеты показывают, что даже малой доли нейтрального водорода достаточно для создания большого поглощения в непрерывном спектре.

При большом количестве облаков нейтрального водорода на пути света в весьма широком интервале спектра образуется провал. Длинноволновая граница этого интервала обусловлена ​​Lα, а коротковолновая зависит от ближайшего красного смещения, ближе которого среду ионизированный и нейтрального водорода мало. Подобный эффект носит название эффекта Гана-Петерсона.

Эффект наблюдается в квазарах с красным смещением z> 6. Отсюда делается вывод, что эпоха ионизации межгалактического газа началась с z ≈ 6.


3.2.1.2. Гравитационное линзирование

К эффектам, наблюдения которых возможны также для любого объекта (даже не важно, чтобы он был чужд), необходимо отнести и эффект гравитационного линзирования. В предыдущем разделе было отмечено, что с помощью гравитационного линзирования строят шкалу расстояний. Это - вариант так называемого сильного линзирования, когда угловое разделение изображений источника можно непосредственно наблюдать. Однако существует еще и слабое линзирование, с помощью которого можно исследовать потенциал изучаемого объекта. Так, с его помощью было установлено, что скопление галактик размером от 10 до 100 Мпк является гравитационно связанными, тем самым являясь крупнейшими стабильными системами во Вселенной. Также выяснилось, что обеспечивает эту стабильность масса проявляет себя только в гравитационном взаимодействии - темная масса или, как ее называют в космологии, темная материя [12] [13].


3.2.1.3. Сравнение различных участков спектра

В стандартных приемов, позволяющих прояснить природу любого объекта, можно отнести сравнение как спектров различных, но принадлежащих к одному классу объектов, так и различных частей одного и того же спектра.

Так, комбинируя оба варианта: сначала сравнивая спектры двух разных квазаров, а затем сравнивая отдельные участки спектра одного и того же квазара, обнаружили сильный провал на одной из ультрафиолетовых участков спектра [14]. Столь сильный провал мог быть вызван только большой концентрацией пыли поглощал излучение. Ранее пыль пытались выявить за спектральными линиями, но выделить конкретные серии линий, которые доказывали бы, что это именно пыль, а не примесь тяжелых элементов в газе, не удавалось. Дальнейшее развитие этого метода позволило оценить темп звездообразования на z от ~ 2 до ~ 6 [15]


3.2.1.4. Метод звездных черпкив
Данные о крупномасштабной структуре 2df-обзора.

Первым способом изучения крупномасштабной структуры Вселенной, до сих пор не потерял своей актуальности, является так называемый метод "звездных черпкив Гершеля" [16]. Сущность его заключается в подсчете количества объектов в разных направлениях. Метод изобретен Уильямом Гершелем в конце XVIII века, когда о существовании далеких космических объектов лишь догадывались, и единственными объектами, доступными для наблюдений, были звезды. Сегодня, естественно, считают не звезды, а внегалактические объекты ( квазары, галактики), и кроме распределения по направлениям строят распределение по красным смещением.

Крупнейшими источниками данных о внегалактические объекты являются отдельные наблюдения конкретных объектов, обзоры типа SDSS, APM, 2df, а также компилятивные базы данных, такие как Ned и Hyperleda. Например, в обзоре 2df охвата неба составляло ~ 5%, среднее z - 0,11 (~ 500 Мпк), количество объектов - ~ 220 000.

На приведенном рисунке можно видеть, что галактики расположены в пространстве неоднородно на малых масштабах. После детального рассмотрения оказывается, что пространственная структура распределения галактик - ячеистая: узкие стенки с шириной, определяемой величиной скоплений и сверхскоплений галактик, а внутри них - полости, так называемые Войдя [13].

Доминирует мнение, что после перехода к масштабам в сотни мега парсек, распределение видимого вещества становится однородным [17] [18]. Однако однозначного ответа на этот вопрос пока не найдено: применяя различные методики некоторые исследователи приходят к выводам о неоднородности распределения галактик и в самых исследуемых масштабах [19] [20]. Вместе с тем, неоднородности в распределении галактик не отменяют факта высокой однородности Вселенной в начальном состоянии, выведены из высокой степени изотропности реликтового излучения.

Вместе с тем установлено, что распределение количества галактик с красным смещением имеет сложный характер. Зависимость для различных объектов разная. Однако для всех них характерно наличие нескольких локальных максимумов [21] [22] [23]. С чем это связано - пока не совсем понятно.

До последнего времени не было ясности в том, как эволюционирует крупномасштабная структура Вселенной. Однако работы последнего времени доказывают, что первыми сформировались крупные галактики, и только потом - мелкие (так называемый downsizing-эффект) [24] [25].


3.2.2. Особенности наблюдений квазаров

Квазар.

Уникальное свойство квазаров - большие концентрации газа в области излучения. По современным представлениям, аккреция этого газа на черную дыру и обеспечивает столь высокую светимость объектов. Высокая концентрация вещества означает и высокую концентрацию тяжелых элементов, а значит и более заметные абсорбционные линии. Так, в спектре одного из линзованих квазаров были обнаружены линии воды [26].

Уникальным преимуществом является и высокая светимость в радиодиапазоне, на ее фоне поглощения части излучения холодным газом более заметно. При этом газ может принадлежать как родной галактике квазара, так и случайной облаке нейтрального водорода в межгалактическом среде, или галактике, случайно попала на луч зрения (при этом нередки случаи, когда такое галактику не видно - она ​​слишком тусклая для наших телескопов). Изучение межзвездного вещества в галактиках данным методом называется "изучением просвет", например, подобным образом была обнаружена первая галактика с надсонячною металличность [27].

Также важным результатом применения данного метода, правда не в радио, а в оптическом диапазоне, является измерение первичной наличии дейтерия. Современное значение наличия дейтерия, полученное таким наблюдениям, составляет D / H_p \ approx 3 \ cdot 10 ^ {-5} [28].

С помощью квазаров получены уникальные данные о температуре реликтового фона на z ≈ 1,8 и на z = 2,4. В первом случае исследовались линии сверхтонкой структуры нейтрального углерода, для которых кванты с T ≈ 7,5 ? К (предполагаемая температура реликтового фона на тот момент) играют роль накачки, обеспечивая инверсную заселенность энергетических уровней [29]. Во втором случае обнаружили линии молекулярного водорода H 2, дейтерида водорода HD, а также молекулы оксида углерода СО, по интенсивности спектра которой как раз и измерили температуру реликтового фона, она с хорошей точностью совпала с ожидаемым значением [30].

По иронии судьбы, главное преимущество квазаров - это их же основной недостаток: невозможно отделить линии акрецуючого газа от линий межзвездного вещества родительской галактики.


3.2.3. Особенности наблюдений гамма-всплесков

Популярная модель происхождения гамма-всплеска.

Гамма-всплески - уникальное явление, и общепризнанной мнения относительно его природы не существует. Однако подавляющее большинство ученых соглашается с утверждением, что предком гамма-всплесков являются объекты звездной массы [31].

Уникальные возможности применения гамма-всплесков для изучения структуры Вселенной заключаются в следующем [31] :

  • Поскольку предком гамма-всплеска является объект звездной массы, то и проследить гамма-всплески можно на большее расстояние, чем квазары, как через более раннее формирование самого предка, так и через малую массу черной дыры квазара, а значит и меньшую его светимость на тот период времени.
  • Спектр гамма-всплеска - непрерывный, т.е. не содержит спектральных линий. Это означает, что наиболее удаленные линии поглощения в спектре гамма-всплеска - это линии межзвездной среды родительской галактики. Из анализа этих спектральных линий можно получить информацию о температуре межзвездной среды, его металличность, степень ионизации и кинематику.
  • Гамма-всплески дают чуть не идеальный способ изучать межгалактическом среду до эпохи реионизации, так как их влияние на межгалактическом среду на 10 порядков меньше, чем квазаров, через малое время жизни источника.
  • Если послесвечения гамма-всплеска в радиодиапазоне достаточно сильное, то по линии 21 см можно судить о состоянии различных структур нейтрального водорода в межгалактическом среде вблизи от галактики-предка гамма-всплеска.
  • Детальное изучение процессов формирования звезд на ранних этапах развития Вселенной с помощью гамма-всплесков сильно зависит от выбранной модели природы явления, но если набрать достаточную статистику и построить распределение характеристик гамма-всплесков в зависимости от красного смещения, то, оставаясь в рамках достаточно общих положений, можно оценить темп звездообразования и функцию масс звезд, рождающихся [31].
  • Если принять предположение, что гамма-всплеск - это взрыв сверхновой звезды, то можно изучать историю обогащения Вселенной тяжелыми металлами.
  • Гамма-всплеск может служить указателем на очень слабую карликовую галактику, которую трудно обнаружить при "массовом" наблюдении неба.

Основной проблемой гамма-всплесков является их спорадичность и краткость времени, когда послесвечения всплеска можно наблюдать спектроскопически.


4. Теоретические модели

Современные космологические модели очень сложные, а иногда используют пока неподтвержденные гипотезы. Например, к Вселенной применяют уравнения ОТО, хотя ОТО - теория, хорошо подтверждена только в масштабах Солнечной системы [32] [33], и ее использование в масштабе галактик и Вселенной в целом может быть подвергнуто сомнению. Космологические модели были бы намного проще, если бы протон не был стабильным частицей и распадался бы, чего современные эксперименты в физических лабораториях не подтверждают, и этот список можно продолжить. Но на данный момент с таким положением дел приходится мириться, поскольку лучшего объяснения наблюдением пока не существует.

Космология - скорее описательная наука, чем предсказательная. Приходится обращаться к определенным предположение, принципов, в том числе и философских. Сейчас практически все согласны, что любая модель Вселенной должна удовлетворять так называемому "космологическом принципа". Согласно этому принципу в больших пространственных масштабах во Вселенной нет выделенных областей и направлений. Следствием такого постулата является однородность и изотропность материи во Вселенной на больших масштабах (> 100 Мпк).

Пространственная однородность и изотропность не запрещает неоднородности во времени, т.е. существование выделенных последовательностей событий, доступных всем наблюдателям. Сторонники теорий стационарной Вселенной иногда формулируют "совершенный космологический принцип", согласно которому четырехмерное пространство-время должно иметь свойства однородности и изотропности. Однако эволюционные процессы, наблюдаемые во Вселенной, очевидно не согласуются с таким космологическим принципом.

В общем случае для построения модели применяются такие теории и разделы физики:

  1. Равновесная статистическая физика, ее основные понятия и принципы, а также теория релятивистского газа.
  2. Теория гравитации (обычно ОТО).
  3. Некоторые данные по физике элементарных частиц: список основных частиц, их характеристики, типы взаимодействия, законы сохранения.

Комбинируя их стараются в первую очередь объяснить три фундаментальных явления: расширение Вселенной, крупномасштабную структуру Вселенной и распространенности химических элементов. Основными теориями, которые описывают все эти три явления на сегодняшний день являются:

Теория Большого Взрыва.
Описывает химический состав Вселенной.
Теория стадии инфляции.
Объясняет причину расширения.
Модель расширения Фридмана.
Описывает расширения.
Иерархическая теория.
Описывает крупномасштабную структуру.

Зеленый цвет означает абсолютно доминирующие теории, янтарный - признанная многими, но широко обсуждается, красный - испытывает большие проблемы в последнее время, но поддерживается многими теоретиками.



4.1. Модель расширяющейся Вселенной

Модель Вселенной описывает сам факт расширения. В общем случае игнорируется, когда и почему Вселенная начал расширяться, т.е. теория Большого Взрыва - лишь частный случай модели расширяющейся Вселенной. В основе большинства моделей Вселенной лежит ОТО и ее геометрический взгляд на природу гравитации. Среда, изотропно расширяется удобно рассматривать в системе координат, расширяются вместе с материей. Таким образом, расширение Вселенной формально сводится к изменению масштабного фактора всей координатной сетки, в узлах которой "посажены" галактики. Такую систему координат называют сопутствующей. Начало отсчета обычно прикрепляют к наблюдателю.

Единой точки зрения, является ли Вселенная действительно бесконечной или конечным в пространстве и объеме, не существует. Тем не менее, Вселенная, включающая все местоположения, которые могут влиять на нас с момента Большого Взрыва, конечный, поскольку конечная скорость света и существовал Большой взрыв.


5. Теоретическая судьба Вселенной

Вселенная и в наши дни продолжает свою эволюцию, поскольку эволюционируют его части. Время этой эволюции для каждого типа объектов отличается более, чем на порядок. И когда жизнь объектов одного типа заканчивается, то у других все только начинается. Это позволяет разбить эволюцию Вселенной на эпохи. Однако конечный вид эволюционного цепи зависит от скорости и ускорения расширения: при равномерной или почти равномерной скорости расширения будут пройдены все этапы эволюции и будут исчерпаны все запасы энергии. Этот вариант развития называется тепловой смертью.

Если скорость будет все нарастать, то, начиная с определенного момента, сила, которая расширяет Вселенную, сначала превысит гравитационные силы, которые удерживают галактики в скоплениях. За ними распадутся галактики и звездные скопления. И, наконец, последним распадутся наиболее тесно связаны звездные системы. Через некоторое время, электромагнитные силы не смогут удерживать от распада планеты и более мелкие объекты. Мир снова будет существовать в виде отдельных атомов. На следующем этапе распадутся и отдельные атомы. Что будет после этого, точно сказать невозможно: на этом этапе перестает работать современная физика.

Сценарий, описанный выше - это сценарий Большого разрыва. Существует и противоположный сценарий - Большое сжатие. Если расширение Вселенной замедлится, то в будущем оно прекратится и начнется сжатие. Эволюция и облик Вселенной будут определяться космологическими эпохами до того момента, пока ее радиус не станет в пять раз меньше современного. Тогда все скопления во Вселенной образуют единое мегаскупчення, однако галактики не потеряют свою индивидуальность: в них все также будет происходить рождение звезд, будут вспыхивать сверхновые и, возможно, будет развиваться биологическая жизнь. Всему этому придет конец, когда Вселенная сократится еще в 20 раз и станет в 100 раз меньше, чем сейчас; в тот момент Вселенная будет представлять собой одну огромную галактику.

Температура реликтового фона достигнет 274К и на планетах земного типа начнет таять лед. Дальнейшее сжатие приведет к тому, что излучение реликтового фона затмит даже центральное светило планетарной системы, выжигая на планетах последние ростки жизни. А вскоре после этого испарятся или будут разорваны на куски сами звезды и планеты. Состояние Вселенной будет похожим на то, что было в первые моменты его зарождения. Дальнейшие события будут напоминать те, что происходили в начале, но промотуючись в обратном порядке: атомы распадаются на атомные ядра и электроны, начинает доминировать излучение, затем начинают распадаться атомные ядра на протоны и нейтроны, затем распадаются сами протоны и нейтроны на отдельные кварки, происходит большое объединение. В этот момент, как и в момент Большого взрыва, перестают работать известные нам законы физики и дальнейшую судьбу Вселенной предсказать невозможно.


См.. также

Братский проект Посмотрите вселенная в Викисловарь, свободном словаре.

Литература


код для вставки
Данный текст может содержать ошибки.

скачать

© Надо Знать
написать нам