Вселенная

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Перейти к: навигация, поиск
Космология
WMAP 2003.png
Изучаемые объекты и процессы
Наблюдаемые процессы
Теоретические изыскания
Родственные темы
 Шаблон: Просмотр • Обсуждение • Править 

Вселе́нная — фундаментальное понятие астрономии, строго не определяемое[1][2][3][4]. Включает в себя весь окружающий мир. На практике под Вселенной часто понимают часть материального мира, доступную изучению естественнонаучными методами. Под возрастом Вселенной подразумевается время с начала её расширения.

Астрономическая Вселенная, или Метагалактика — это часть Вселенной, доступная наблюдениям в настоящее время или в обозримом будущем.

Астрономические наблюдения Вселенной позволили с относительной точностью установить «возраст» Вселенной, который по последним данным [5] составляет 13,72 ± 0,12 миллиардов лет. Однако, среди некоторых учёных существует точка зрения, что Вселенная никогда не возникала, а существовала вечно и будет существовать вечно, изменяясь лишь в своих формах и проявлениях. Представления о форме и размерах Вселенной в современной науке также являются остродискуссионными, предположительно пространственная протяжённость Вселенной в сечении постоянного синхронного собственного времени (то есть времени, прошедшего от момента Большого Взрыва) составляет не менее 93 миллиардов световых лет[6][7].

Самыми крупным известными образованиями во Вселенной являются Великая стена Слоуна и Великая стена CfA2, а самым далёким обнаруженным астрономическим объектом является гамма-всплеск GRB 090423, произошедший около 13 миллиардов лет назад.

Содержание

[править] Этимология, синонимы и определения

[править] Словообразование

В русском языке др.-греч. οἰκουμένη, традиционно передавалось как «Вселенная», «обитаемая Вселенная», хотя в древнегреческом языке это слово означает «мир» или населённую часть. Самое общее определение для «Вселенной» среди древнегреческих философов, начиная с Пифагорийцев было «το παν» (Всё), включавший в себя как всю материю (το ολον), так и весь космос (το κενον).

Русское слово Вселенная лишь созвучно слову «всё», но не родственно ему, что наглядно показывается древнерусским написанием[8].

[править] Наблюдения

Конечно, любое наблюдение, будь то наблюдение ребёнка за кошкой, физика — за тем, как раскалывается ядро атома, или астронома, ведущего наблюдения за далёкой-далёкой галактикой — всё это наблюдение за Вселенной, а если быть точным — за отдельными её частями. Эти части служат предметом изучения отдельных естественных наук, а Вселенной в максимально больших масштабах, и даже Вселенной как единым целым занимаются астрономия и космология. Именно эти аспекты знаний о Вселенной составляют предмет данной статьи.

На данный момент (2009 год) основные усилия астрономов, работающих в этом направлении, устремлены, в основном, в две области:

  • историю развития Вселенной: от ранних этапов и до наших дней;
  • космологическую шкалу расстояний и связанное с ней явление расширения Вселенной.

Надо признать, что почти вся информация о Вселенной, известная на данный момент — косвенна. Как правило, сначала делаются некие предположения, а потом они проверяются.

На данный момент лишь следующие факты можно считать твердо установленными:

Линейность закона Хаббла до z ~ 0,1 Реликтовый фон флуктуирует на масштабах четвертого порядка малости Температура реликтового фона зависит от z Наличие Lα-леса в спектрах квазаров с z > 6 Наличие сильной неоднородности в распределении галактик на масштабах < 100 Мпк

[править] Шкала расстояний и космологическое красное смещение

Основная статья: Шкала расстояний в астрономии

Масштаб окружающего нас мира стал пристальным объектом изучения астрономов, начиная с Галилея. До начала двадцатого века размеры нашего мира считались достаточно небольшими (галактическими). Только подтверждение внегалактического характера спиральных туманностей — открытие в них цефеид Эдвином Хабблом — со всей очевидностью доказало поистине гигантские размеры Вселенной. Одновременно с этим было установлено, что:

  1. все далёкие галактики от нас удаляются;
  2. с увеличением расстояния это происходит всё быстрее.

Закон разбегания — это закон Хаббла V=H0r, где H0 — постоянная, ныне называемая «постоянной Хаббла». Правда для z > 0,01 вернее говорить, что выполняется закон cz=H0r.

Общепринятая трактовка этого явления: мы наблюдаем расширение Вселенной. Это утверждение оспаривается теорией старения фотонов и так называемой БТР-теорией. Однако сторонников обоих подходов исчезающее малое количество, не в последнюю очередь из-за отсутствия весомых наблюдательных подтверждений.

Открытие Хаббла было бы невозможным, если бы не были созданы первые ступени лестницы расстояний. В основе этой лестницы лежит метод тригонометрических парралаксов — наиболее моделенезависимый метод определения расстояния, доступный астрономам. Все остальные методы — либо косвенны, либо сильнее моделезависимы.

[править] Метод тригонометрических параллаксов

схема возникновения годичного параллакса

Годичный параллакс — угол, под которым виден средний радиус Земной орбиты из центра масс звезды. Существование годичного параллакса обусловлено только законами евклидовой геометрии и более ничем, таким образом данный метод сродни прикладыванию линейки и является почти моделенезависимым[9]. Из тех же законов геометрии искомое расстояние до звезды равно:

L=\frac{D}{2 \sin \alpha/2}.

Однако на практике никто так не считает, так как параллакс — малый угол, а для малых углов sinα = α. Итоговая формула, которую и используют на практике:

L=\frac{D}{\alpha}   ,

где угол α выражен в радианах. Значение параллакса уменьшается с ростом расстояния до звезды, резко ограничивая область применения метода.

[править] Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры

Цефеиды и звёзды типа RR Лиры — переменные объекты, но если цефеиды молодые объекты, то вторые — это звёзды, уже сошедшие с главной последовательности — гиганты спектральных классов A—F. Характерной их особенностью является достаточно чёткая зависимость «Период пульсации — Абсолютная звездная величина».

Две основные проблемы данного метода:

  1. Невысокая светимость самих объектов. То есть крайне трудно в далёкой галактике найти цефеиду.
  2. Необходимо учитывать поглощение света пылью, как при калибровке зависимостей, так и при самих измерениях расстояний.

[править] Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia

Сверхновые типа Ia — это взрыв белого карлика в тесной двойной системе. Основываясь на расстоянии, полученном на основе измерения по цефеидам, было установлено, что все сверхновые данного типа в максимуме имеют примерно одинаковую светимость.

Физическая схема явления проста: аккрецируещее вещество со звезды-компаньона скапливается в значительном количестве на поверхности белого карлика. В какой-то момент давление вырожденного газа более не способно выдерживать вес скопившегося вещества, происходит коллапс. Масса белого карлика на тот момент известна и равна пределу Чандрасекара. Именно данный факт, по мнению теоретиков, является причиной одинаковой светимости в максимуме.

Тогда, если застать вспышку в максимуме блеска, то можно определить расстояние до сверхновой, а по линиям в спектре определить красное смещение. Следуя подобным путем, в 1998 году две группы наблюдателей открыли ускорение расширения Вселенной.

[править] Метод определения расстояния по гравитационным линзам

Проходя около массивного тела, луч света отклоняется, как бы притягиваясь к нему. Таким образом массивное тело способно собирать параллельный пучок света в некотором фокусе, строя изображение, причем их может быть несколько. Это явление называется гравитационным линзированием.

Зная угловое расстояние между изображениями удалённого объекта и применяя законы геометрии, можно вычислить расстояние до более близкого объекта-линзы. Однако минус этого метода в том, что априори неизвестны гравитационный потенциал линзы и его структура. Связанная с этим ошибка может быть значительна для точных измерений.

[править] Метод определения расстояния по красным гигантам

Ярчайшие красные гиганты имеют одинаковую абсолютную звездную величину -3.0m±0.2m. Наблюдательно первым этот эффект обнаружил Сендидж в 1971 году. Предполагается, что эти звёзды либо находятся на верхней точке первого подъема ветви красных гигантов звёзд малой массы (меньше солнечной), либо лежат на асимптотической ветви гигантов.

Основным достоинством метода является то, что красные гиганты удалены от областей звездообразования и повышенной концентрации пыли.

[править] Проблемы и современные дискуссии

Если проэкстраполировать закон Хаббла назад во времении, то в итоге возникнет точка, сингулярность. Мягко говоря, это большая проблема, так как физика в окрестности сингулярности должна изменяться. И хотя, следуя путём Гамова, предложенным в 1946 году, можно надёжно экстраполировать до момента, пока работоспособны современнные законы физики, но когда наступит момент перехода к той, иной физике, которая ответственна за возникновение Вселенной, неизвестно. Предполагается, что это — величина порядка планковского времени, ˜10 − 43 с.

Второй проблемой является неопределенность в значении постоянной Хаббла и её изотропии. Открытое было анизотропное поведение постоянной Хаббла на масштабах 10-20°[10], ставящее под сомнение ΛCDM-модель, оспаривается. Оппоненты основываются на опубликованных данных о сверхновых типа Ia[11]. Однако отсутствие эффекта может быть вызвано отсевом некоторых сверхновых. В любом случае нужны новые данные.

[править] Изучение истории развития Вселенной и ее крупномасштабной структуры

Крайне трудные задачи — изучение истории развития Вселенной и проблема возникновения её крупномасштабной структуры — одновременно являются крайне важными для всей астрофизики в целом: только их решение может показать верность нашего понимания процессов, происходящих в отдельных объектах и их объединениях на данный момент. Трудность данных задач состоит в том, что с одной стороны нам необходимо так или иначе наблюдать молодые и поэтому удалённые объекты, в массе своей являющиеся слабыми, и для этого надо сузить поле телескопа, чтобы увеличить соотношение сигнал/шум, а с другой — необходимо наблюдать объекты массово, чтобы исключить эффекты селекции и тому подобные при интерполяции результатов на всю Вселенную, для чего необходимо как можно большее поле.

Причина слабости же старых объектов двояка: для близких объектов старость в основном означает, что период их наивысшей светимости пройден, и сейчас они, по разным причинам лишившись основного источника излучения, могут светить лишь благодаря скудным старым запасам; далекие же объекты ослаблены как своей дальностью, так и тем, что их спектр вместе с крайне важной линией Lα из-за расширения Вселенной смещается в инфракрасный диапазон, наблюдения в котором связаны с большими техническими трудностями.

Есть два подхода к решению данных проблем:

  1. Чисто силовой: мы или повышаем качество наших приборов, наблюдаем всё более слабые объекты, снимаем всё более качественные спектры; или делаем массовые наблюдения; или и то и другое. Данный подход позволяет достигать наилучшей на данный момент точности при относительной простоте реализации для наблюдателя, но требует значительных ресурсозатрат.
  2. Более творческий: с применением различных методик анализа имеющихся данных, полученных с использованием уже имеющихся ресурсов.

Обычно их применяют в связке: с помощью второго способа намечают проблемы и задачи, которые потом решаются на качественно новом уровне с помощью лучших космических и наземных телескопов.


Стандартные объекты с помощью которых исследуется история развития Вселенной:

Объект Общее описание объекта
Галактики
Квазар Квазары — класс внегалактических объектов, отличающихся очень высокой светимостью и настолько малым угловым размером, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от «точечных источников» — звёзд. Болометрическая светимость квазаров может достигать 1046 — 1047 эрг/с[12]. Считается, что причиной такой высокой светимости является аккреция межзвездного газа на сверхмассивную чёрную дыру в центре галактики.
Гамма-всплеск Гамма-всплески — внезапные кратковременные локализуемые повышения интенсивности космического гамма-излучения с энергией в десятки и сотни кэВ[13]. Из оценок расстояний до гамма-всплесков можно сделать вывод, что излучаемая ими энергия в гамма-дипазоне достигает 1050 эрг. Для сравнения, светимость всей галактики в этом же диапазоне составляет «всего» 1038 эрг/c.

После обнаружения оптического послесвечения и получения спектра, стало ясно, что гамма-всплески — далёкие объекты. На данный момент самым далёким зафиксированным объектом Вселенной является гамма-всплеск GRB 090423 с красным смещением z = 8,2.
Звёздное скопление Звёздные скопления представляют собой гравитационно-связанные группы звёзд, имеющих общее происхождение, и, соответственно, примерно одинаковый возраст и химический состав. Более массивные звёзды скопления раньше проходят все этапы своей эволюции, превращаясь либо в компактные релятивистские объекты (нейтронные звёзды и чёрные дыры), либо в белые карлики, а менее массивные продолжают находиться на главной последовательности.
Не проэволюционировавшие или слабо проэволюционировавшие объекты. В данную группу включены как галактики, так звезды. Характерной чертой данных объектов является их низкая металличность. Они в основном состоят из того вещества, из которого состояли самые первые звезды и галактики.
Реликтовый фон Реликтовый фон — чернотельное однородное излучение со средней температурой 2,72 К, заполняющее Вселенную.

Общим эффектом для всех далёких объектов является эффект Гана — Петерсона. Суть эффекта состоит в следующем:

Облака нейтрального водорода эффективно поглощают свет на длинах волн от Lα(1216 Å) до лаймановского предела, образуя в спектре источника так называемый «Lα-лес». Излучение, изначально коротковолновое, на пути к нам из-за расширения Вселенной поглощается там, где его длина волны сравнивается с этим «лесом». Сечение взаимодействия очень большое и расчёт показывает, что малой доли нейтрального водорода достаточно для создания большого поглощения в непрерывном спектре. Учитывая масштаб межгалактической среды, легко прийти к выводу, что провал в спектре будет на довольно широком интервале. Длинноволновая граница этого интервала обусловлена Lα, а коротковолновая зависит от ближайшего красного смещения, ближе которого среда ионизована и нейтрального водорода мало.

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

К эффектам, возможным также для любого объекта (даже неважно, чтобы он был далеким), необходимо отнести и эффект гравитационного линзирования. В прошлом разделе было сказано, что с помощью гравитационного линзирования строят шкалу расстояний, это вариант так называемого сильного линзирования, когда угловое разделение можно непосредственно наблюдать. Однако существует еще и слабое линзирование, с его помощью можно исследовать потенциал изучаемого объекта. Так, с его помощью было установлено, что скопления галактик размером от 10 до 100 Мпк являются гравитационно связанными, тем самым являясь самыми крупными стабильными системами во Вселенной. Также выяснилось, что обеспечивает эту стабильность масса, проявляющая только в гравитационном взаимодействии — тёмная масса или, как её называют в космологии, тёмная материя[14][15].

К стандартным приемам, позволяющим 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, комбинируют оба варианта: сначала сравнивая спектры двух различных квазаров, а потом сравнивая отдельные участки спектра одного и того же квазара, обнаружили сильный провал на одном из UV участке спектра[16]. Столь сильный провал мог быть вызван только большой концентрацией пыли, поглощающей излучение. Ранее пыль пытались обнаружить по спектральным линиям, но выделить конкретные серии линий, доказывающее, что это именно пыль, а не примесь тяжелых элементов в газе, не удавалось. Дальнейшее развитие этого метода позволило оценить историю звёздообразования во Вселенной[17].

Данные о крупномасштабной структуре 2df обзора

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

К внегалактическим объектам можно применить метод, аналогичный методу «звёздных подсчетов» Гершеля: выбрать участок на небе и построить распределение галактик по красному смещению, потом перейти к следующему участку. По сути это единственный способ изучения крупномасштабной структуры, отражающей эволюцию Вселенной как целого.

Уже на представленном рисунке можно видеть, что галактики расположены в пространстве неоднородно на малых масштабах. После более детального рассмотрения обнаруживается, что пространственная структура распределения галактик — ячеистая: узкие стенки с шириной, определяемой величиной скоплений и сверхскоплений галактик, а внутри этих ячеек — пустоты, так называемые войды[15].

При переходе к масштабам сотен мегапарсек ячейки складываются и усредняются, распределение видимого вещества становится однородным.

Однако, некоторые исследования[18][19][20] показывают, что для объектов с линиями абсорбции, а также квазаров плотность объектов в зависимости от красного смещения может быть существенно иной, и с чем это связано — пока не совсем понятно.

[править] Особенности наблюдений квазаров

Уникальное свойство квазаров — большие концентрации газа в области излучения, аккреция этого газа, по современным представлениям, 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 линзируемых квазаров были обнаружены линии воды[21].

Уникальным преимуществом является и высокая светимость в радио-диапозоне, на её фоне поглощение части света холодным газом более заметно. При этом газ может принадлежать как родной галактике квазара, так и галактике, случайно попавшей на луч зрения, при этом нередки случаи, когда такая галактика не видна — она слишком тусклая для наших телескопов. Изучение межзвездного вещества в галактиках данным методом называется «изучением на просвет», к примеру, подобным образом была обнаружена первая галактика со сверхсолнечной металличностью[22].

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 уровней[23]. Во втором случае обнаружили линии молекулярного водорода H2, дейтерида водорода HD, а также молекулы оксида углерода СО, по интенсивности линии которой как раз и измерили температуру реликтового фона, она с хорошей точностью совпала с ожидаемым значением[24].

По иронии судьбы главное преимущество квазаров — это их же основной недостаток: невозможно отличить линии аккрецирующего газа и линии межзвездного вещества родительской галактики.

[править] Особенности наблюдений гамма-всплесков

Гамма-вспелески — уникальное явление, и к сожалению общепризнанного мнения о его природе не существует. Однако подавляющее большинство учёных соглашается с утверждением, что прародителем гамма всплеска являются объекты звёздной массы[25].

Уникальные возможности применения гамма-всплесков для изучения структуры Вселенной состоят в следующем[25]:

  1. Так как прародителем гамма-всплеска является объект звёздной массы, то и проследить гамма-всплески можно на большее расстояние, нежели квазары, как по причине более раннего формирования самого прародителя, так и из-за малой массы чёрной дыры, а значит и меньшей светимости квазара на тот период времени.
  2. Спектр гамма-всплеска — непрерывный, то есть не содержит спектральных линий. Это означает, что самые далекие линии поглощения в спектре гамма-всплеска — это линии межзвёздной среды родительской галактики. Из анализа этих спектральных линий можно получить информацию о температуре межзвёздной среды, её металличности, степени ионизации и кинематике.
  3. Гамма-всплески дают чуть ли не идеальный способ изучать межгалактическую среду до эпохи реионизации, так как их влияние на межгалактическую среду на 10 порядков меньше, нежели квазаров, из-за малого времени жизни источника.
  4. Если послесвечение гамма-всплеска в радиодиапазоне достаточно сильное, то по линии 21 см можно судить о состоянии различных структур нейтрального водорода в межгалактической среде вблизи от галактики-прародителя гамма-всплеска.
  5. Детальное изучение процессов формирования звёзд на ранних этапах развития Вселенной с помощью гамма-всплесков сильно зависит от выбранной модели природы явления, но если набрать достаточную статистику и построить распределения характеристик гамма-всплесков в зависимости от красного смещения, то, оставаясь в рамках довольно общих положений, можно оценить темп звёздообразования и функцию масс рождающихся звёзд[источник?].
  6. Если принять предположение, что гамма-всплеск — это взрыв сверхновой зезды населения III, то можно изучать историю обогащения Вселенной тяжёлыми металлами.
  7. Также 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 послесвечение всплеска можно наблюдать спектроскопически.

[править] Особенности наблюдений реликтового излучения

Флуктуации реликтового фона по данным NASA, основанных на наблюдениях на WMAP

Информация, которую возможно получить наблюдая реликтовый фон, крайне разнообразна:

  1. Примечателен сам факт существования реликтового фона. Если Вселенная существовала вечно, то неясна причина существования реликтового излучения — массовых источников, способных создать такой фон, мы не наблюдаем. Однако если время жизни Вселенной конечно, то очевидно, что причина его возникновения кроется на первых этапах жизни Вселенной.
  2. Зная современную температуру фона, закон его остывания, который можно определить наблюдая квазары (см. соответствующий раздел), а также количество барионов, можно рассчитать энтропию Вселенной.
  3. Различная информация заложена также и в отклонениях от чернотельного излучения. Если отклонения масштабны и систематичны, то наблюдается эффект Сюняева — Зельдовича, малые же флуктуации обусловлены флуктуациями вещества на ранних стадиях развития Вселенной.
[править] Энтропия Вселенной

Энтропия Вселенной с точностью до численного коэффициента равна отношению концентрации равновесных фотонов nγ к концентрации барионов nb.

Выразим nb через критическую плотность и долю барионов:

n_b=\frac{\rho_cr}{m_p}=1{,}124\cdot 10^{-5}\Omega_b h^2_{100},

где h^2_{100} — современное значение Хаббла, выраженное в единицах 100 км/(c Мпк), и, учитывая, что для реликтового излучения с T=2,73 К

n_\gamma\approx 420(1+z)^3 см−3,

получаем

\eta\simeq n_b/n_{\gamma}\approx 2{,}7\cdot 10^{-8}\Omega_b h_{100}^2\sim 10^{-9}.

[править] Эффект Сюняева — Зельдовича

Если фотоны реликтового фона на своем пути встречают горячий газ скоплений галактик, то в ходе рассеяния за счёт обратного эффекта Комптона фотоны будут разогреваться (то есть увеличат частоту), забирая часть энергии у горячих электронов. Наблюдательно это будет проявляться снижением потока реликтового излучения в направлении крупных скоплений галактик в длинноволновой области спектра.

С помощью этого эффекта можно получить информацию о[26]:

  • давлении горячего межгалактического газа в скоплении, а возможно и о самой массе скопления;
  • скорости скопления вдоль луча зрения (из наблюдений на разных частотах);
  • величине постоянной Хаббла H0, с привлечением наблюдений в гамма-диапазоне.

При достаточном количестве наблюдаемых скоплений можно определить и общую плотность Вселенной Ω.

Преимущество этого эффекта состоит в том, что его природа ясна и никак не зависит от космологического красного смещения.

[править] Флуктуации реликтового фона

Согласно данным НАСА, полученным с помощью спутника WMAP, возраст Вселенной от момента Большого Взрыва был оценён в 13,7 миллиарда лет с погрешностью в один процент. Данная оценка основывается на предположении, что лежащая в её основе модель для анализа данных корректна. Другие методы оценки возраста Вселенной дают другие результаты, в основном согласующиеся с данной оценкой.

[править] Особенности наблюдений звёздных скоплений

Опираясь на теорию звёздной эволюции, можно построить по эволюционным трекам изохроны, то есть кривые равного возраста, для звёзд различной массы на диаграмме «цвет — звёздная величина». Сопоставляя их с наблюдаемым распределением звёзд по этим параметрам в скоплении можно определить его, скопления, возраст.

В галактиках шаровые скопления, входящие в старую сферическую подсистему галактик, содержат множество белых карликов, остатков проэволюционировавших красных гигантов относительно небольшой массы. Белые карлики лишены собственных источников термоядерной энергии и излучают исключительно за счёт излучения запасов тепла. Белые карлики имеют приблизительно одинаковую массу звезд-предшественниц, а значит — приблизительно и одинаковую зависимость температуры от времени. Определив по спектру белого карлика его абсолютную звездную величину на данный момент и зная зависимость время — светимость при остывании, можно определить его возраст[27].

Оценки возраста скоплений дают для самых старых из них величины порядка 13 млрд. лет, в прекрасном соответствии с другими оценками возраста Вселенной.

[править] Теоретические модели

Состав Вселенной по данным WMAP

Современные космологические модели очень сложны и подчас внутренне противоречивы. К примеру, ко Вселенной применяются уравнения ОТО, хотя ОТО — это локальная теория, и её использование в масштабе галактик и Вселенной в целом может быть подвергнуто сомнению (см. альтернативные теории гравитации). Далее, обычно считается, что тёмная материя холодная, то есть увлекает с собой и барионную материю, но при этом полагают, что в момент окончания тёмных веков её флуктуации на два порядка больше, чем у барионной; и этот список можно продолжить. Но на данный момент с таким положением дел приходиться мириться, так как лучшего объяснения наблюдательных данных пока не существует.

Сложность же теоретических моделей в том, что им приходится учитывать ещё очень плохо изученную тёмную энергию и тёмную материю. А многообразие возможных сценариев вынуждает обращаться к неким предположениям, принципам. Сейчас практически все согласны, что любая модель Вселенной должна удовлетворять так называемому космологическому принципу. Согласно ему в больших пространственных масштабах во Вселенной нет выделенных областей и направлений. Следствием такого принципа является однородность и изотропность материи во Вселенной на больших масштабах (> 100 Мпк).

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

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

[править] Теория Большого Взрыва

Эта теория отвечает на вопросы: «Существовала ли Вселенная вечно или она появилась из чего-то? А если была рождена, то как она развивалась в первые секунды своей жизни?» Интерполяция наблюдаемого состояния Вселенной назад во времени при условии верности общей теории относительности приводит к неизбежному выводу, что за конечное время назад всё пространство Вселенной сворачивается в точку, космологическую сингулярность, называемую Большим Взрывом.

Такое поведение, по-видимому, свидетельствует о неприложимости ОТО к самым ранним моментам расширения Вселенной, что приводит к многочисленным, но пока, увы, только чисто умозрительным, попыткам разработать более общую теорию (или даже «новую физику»), решающую эту проблему космологической сингулярности.

[править] Теория горячей Вселенной

В момент, достаточно близкий ко Взрыву, но уже уверенно описываемый современной физикой, вся энергия нынешней Вселенной содержалась в маленьком объеме, а так как энтропия Вселенной велика, то, значит, и температура была очень высокой (в отличие от исторически конкурировавшей с этой теории холодной Вселенной, где температура вблизи Большого Взрыва низкая). Именно благодаря высокой температуре и плотности появились первые элементарные частицы, которые при дальнейшем увеличении размера Вселенной и ее остывании начали складываться сначала в частицы посложнее, а потом дело дошло и до обычных протонов, нейтронов, позитронов и так далее.

По ходу дела оставляя без ответа вопросы: «Почему античастиц оказалась меньше чем частиц?» и «Почему энтропия Вселенной такая высокая?» (они составляют аспекты так называемой проблемы начальных значений) — и вводя руками условие доминирования частиц над античастицами (по последним данным на миллион античастиц должна была приходиться миллион и одна частица) и наблюдаемое значение энтропии, можно построить теорию о первичном нуклеосинтезе, которая в целом неплохо согласуется с наблюдательными данными.

Также довольно хорошо объясняется и реликтовое излучение — это наследие того момента, когда ещё всё вещество было ионизованным и не могло сопротивляться давлению света. Иными словами, реликтовый фон — это остаток «фотосферы Вселенной».

[править] Инфляционная модель

Основная статья: Инфляционная модель Вселенной

[править] Модель расширяющейся Вселенной

Модель расширяющейся Вселенной описывает сам факт расширения. В общем случае игнорируется, когда и почему Вселеннная начала расширяться, то есть теория Большого Взрыва — лишь частный случай модели расширяющейся Вселенной. В основе большинства моделей расширяющейся Вселенной лежит ОТО и её геометрический взгляд на природу гравитации. Изотропно расширяющуюся среду удобно рассматривать в системе координат, расширяющихся 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 же отсчета обычно прикрепляют к наблюдателю.

Единой точки зрения, является ли Вселенная действительно бесконечной или конечной в пространстве и объёме, не существует. Тем не менее, наблюдаемая Вселенная, включающая все местоположения, которые могут воздействовать на нас с момента Большого Взрыва, конечна, поскольку конечна скорость света и существовал Большой Взрыв. Границей космического светового горизонта в настоящее время является расстояние в 24 Гигапарсека. Действительное сопутствующее расстояние до границы наблюдаемой Вселенной больше благодаря всё увеличивающейся скорости расширения Вселенной и оценивается в 93 миллиарда световых лет.

[править] Теория эволюции крупномасштабных структур

[править] Судьба Вселенной

В зависимости от средней плотности и свойств материи и энергии во Вселенной, она или будет продолжать вечное расширение, или будет гравитационно замедляться и, в конце концов, схлопнется обратно в себя в Большом Сжатии. Данные, имеющиеся в настоящее время, позволяют утверждать, что не только материи и энергии недостаточно, чтобы вызвать сжатие, но и что расширение Вселенной происходит с ускорением. Другие идеи о судьбе Вселенной включают теории Большого Разрыва, Большого Замерзания и тепловой смерти Вселенной.

[править] Проблемы современных моделей

Вопрос о форме Вселенной является важным открытым вопросом космологии. Говоря математическим языком, перед нами стоит проблема поиска трёхмерной топологии пространственного сечения Вселенной, то есть такой фигуры, которая наилучшим образом представляет пространственный аспект Вселенной. Общая теория относительности как локальная теория не может дать полного ответа на этот вопрос, хотя некоторые ограничения вводит и она.

Во-первых, неизвестно, является ли Вселенная глобально пространственно плоской, то есть применимы ли законы Евклидовой геометрии на самых больших масштабах. В настоящее время большинство космологов полагают, что наблюдаемая Вселенная очень близка к пространственно плоской, с локальными складками, где массивные объекты искажают пространство-время. Это мнение было подтверждено последними данными WMAP, рассматривающими «акустические осцилляции» в температурных отклонениях реликтового излучения.

Во-вторых, неизвестно, является ли Вселенная односвязной или многосвязной. Согласно стандартной модели расширения, Вселенная не имеет пространственных границ, но может быть пространственно конечна. Это может быть понято на примере двумерной аналогии: поверхность сферы не имеет границ, но имеет ограниченную площадь, причём кривизна сферы постоянна. Если Вселенная действительно пространственно ограничена, то в некоторых её моделях, двигаясь по прямой линии в любом направлении, можно попасть в отправную точку путешествия (в некоторых случаях это невозможно из-за эволюции пространства-времени[28]).

[править] Космические струны

Космические струны — гипотетические образования, существование которых выводится из некоторых моделей инфляции, чтобы объяснить строение Вселенной. По мнению космофизиков, космические струны — тонкие трубки из симметричного высокоэнергетического вакуума, пересекающие наш мир как паутина из конца в конец. Первая работа о них была написана в 1976 году Т. Кибблом из Имперского колледжа науки и техники в Лондоне. Толщина космических струн ничтожна (примерно 10 − 30 сантиметра), а масса одного такого сантиметра огромна (около 1016 тонн). Если такая струна пересечет человека в поясе, его голова и ноги (по закону Всемирного тяготения) схлопнутся со скоростью 6 километров в секунду. Примерно то же произойдет и с нашей планетой — струна из вакуума мгновенно рассечет ее на части как проволочная яйцерезка. К счастью, ближайшие струны (если они вообще существуют) находятся, как утверждают специалисты, на расстоянии 300 миллионов световых лет от Земли[29].

[править] Исторические модели

Космология и космогония существуют уже давно. Цивилизации Двуречья и Древний Египет имели своё представление о вселенной. Первые же более или менее научные предположения о структуре Вселенной можно отнести к периоду Древней Греции. Наиболее распространенной была концепция Пифагора — Аристотеля — Птолемея, согласно которой в центре не имеющей начала во времени Вселенной (космоса) находится Земля, по орбитам вокруг которой вращаются планеты, включая Солнце, а на самом краю того, что для них было Вселенной, они помещали звёзды, вращавшиеся точно так же вокруг Земли, как планеты и Солнце. Учение Демокрита о бесконечности Вселенной и множественности обитаемых миров имело меньшую популярность. Через столетия улучшенные наблюдения и теории о силе тяжести позволили Копернику и Ньютону создать гелиоцентрическую модель Вселенной, которая помещала Землю на орбиту вокруг Солнца. Дальнейшее развитие астрономии привело к открытию Млечного пути, других галактик и реликтового излучения. Точные исследования распределения галактик в пространстве и изучение их спектров формируют современную космологию.

[править] Мультивселенная

Согласно некоторым предположениям, наша Вселенная — это лишь часть от огромного множества других Вселенных, совокупность которых называется Мультивселенной (Метавселенной). Хаотическая теория инфляции предполагает бесконечное разнообразие Вселенных, каждая из которых имеет отличные от других Вселенных физические константы[30]. В другой теории Вселенные различаются по квантовому измерению[31]. По определению эти предположения нельзя экспериментально проверить.

[править] Другие термины

В историческом плане для обозначения «всего пространства» использовались различные слова, включая эквиваленты и варианты из различных языков, такие как «небесная сфера», «космос», «мир». Использовался также термин «макрокосмос», хотя он предназначен для определения систем большого масштаба, включая их подсистемы и части. Аналогично, слово «микрокосмос» используется для обозначения систем малого масштаба в составе гораздо большей системы, частью которой является исходная система. Сейчас как синоним для обозначения наблюдаемой части Вселенной иногда используется слово «Метагалактика».

[править] Примечания

  1. ↑ БСЭ.Вселенная
  2. ↑ Определение Вселенной по Сурдину В. Г.
  3. ↑ Статья «Вселенная» в ФЭ
  4. ↑ http://slovari.299.ru/word.php?id=4324&sl=oj
  5. ↑ Результаты исследований NASA(англ.)
  6. ↑ Lineweaver, Charles; Tamara M. Davis Misconceptions about the Big Bang. Scientific American (2005). Проверено 8 октября 2008.(англ.)
  7. ↑ Была найдена самая далекая Галактика(рус.)
  8. ↑ См. Фасмер М. Этимологический словарь русского языка. Т.1. М., 2004. С.363, написание «въс…» в первом случае и «вьс…» во втором
  9. ↑ Общая теория относительности показывает, что пространство на самом деле описывается евклидовой геометрией лишь приближённо, но вносимые тяготением поправки в Солнечной системе достаточно малы (хотя и зафиксированы в явлении гравитационного отклонения света).
  10. ↑ McClure, M. L.; Dyer, C. C. Anisotropy in the Hubble constant as observed in the HST extragalactic distance scale key project results.
  11. ↑ Schwarz, D. J.; Weinhorst, B. (An)isotropy of the Hubble diagram: comparing hemispheres.
  12. ↑ Физика космоса.
  13. ↑ Гамма всплески на астронете
  14. ↑ http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:0805.0139
  15. ↑ 1 2 http://www.krugosvet.ru/enc/nauka_i_tehnika/astronomiya/KRUPNOMASSHTABNAYA_STRUKTURA_VSELENNO.html
  16. ↑ Maiolino, R.; Schneider, R.; Oliva, E.; Bianchi, S.; Ferrara, A.; Mannucci, F.; Pedani, M.; Roca Sogorb, M. A supernova origin for dust in a high-redshift quasar.
  17. ↑ http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...705..936B
  18. ↑ http://arxiv.org/abs/astro-ph/0703277
  19. ↑ http://adsabs.harvard.edu/abs/2000A%26A...358....1K
  20. ↑ http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:astro-ph/0603169
  21. ↑ Н.Т. Ашимбаева. Обнаружение воды в ранней Вселенной с помощью гравитационного линзирования..
  22. ↑ Péroux, C.; Kulkarni, V. P.; Meiring, J.; Ferlet, R.; Khare, P.; Lauroesch, J. T.; Vladilo, G.; York, D. G. The most metal-rich intervening quasar absorber known.
  23. ↑ А. В. Засов, К. А. Постнов phys.msu.ru/rus/library/resources-onlin e/2005-postnov-zasov.pdf Общая астрофизика. — М.: ВЕК 2, 2006. — 496 с. — 1500 экз. — ISBN 5-85099-169-7
  24. ↑ Н.Т. Ашимбаева. Первое точное измерение температуры реликтового излучения в раннюю эпоху..
  25. ↑ 1 2 ABRAHAM LOEB, VOLKER BROMM GRB Cosmology (2007-06-18).
  26. ↑ Yoel Rephaeli Cosmology with the S-Z Effect.
  27. ↑ Harvey B. Richer et al. Hubble Space Telescope Observations of White Dwarfs in the Globular Cluster M4. Arxiv.Org, May 1995
  28. ↑ Ландау, Лившиц. Теория поля.
  29. ↑ М.Сажин Загадки космических струн.
  30. ↑ Is the Universe fine-tuned for us? Victor J Stenger(англ.)
  31. ↑ Интерпретация квантовой механики. Много миров или много слов?(англ.)

[править] См. также

Nuvola apps kmoon.png Портал «Астрономия»
Wiktionary-logo-ru.png Вселенная в Викисловаре?
Wikiquote-logo.svg Вселенная в Викицитатнике?
Wikinews-logo.svg Вселенная в Викиновостях?

[править] Ссылки

п·о·р
Местоположение Земли в космическом пространстве
Земля → Солнечная система → Местное межзвёздное облако → Местный пузырь → Рукав Ориона → Млечный путь → Местная группа → Местное сверхскопление галактик → Наблюдаемая Вселенная → Вселенная → Мультивселенная
Знак «→» означает «входит в состав» или «является частью».
Источник — «http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%92%D1%81%D0%B5%D0%BB%D0%B5%D0%BD%D0%BD%D0%B0%D1%8F»