Вселенная

Перейти к: навигация, поиск

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.

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

Астрономические наблюдения Вселенной позволили установить фундаментальный факт её расширения, причём в начале расширения её состояние было очень плотным и горячим — модель горячей Вселенной. Время с начала расширения — «возраст» Вселенной, по последним данным^[5] составляет 13,72 ± 0,12 миллиардов лет. Экстраполяция состояния Вселенной в прошлое с использованием современных общепринятых физических теорий неизбежно приводит к Большому Взрыву — гравитационной сингулярности, абсолютному началу расширения, далее которого теряет применимость даже математический аппарат. Это трактуется некоторыми философами, учёными и религиозными деятелями как возникновение, «сотворение» Вселенной, однако существует и другая точка зрения, что Вселенная никогда не возникала, а существовала вечно и будет существовать вечно, изменяясь лишь в своих формах и проявлениях^{[источник?]}.

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 — гамма-всплеск GRB 090423, произошедший около 13 миллиардов лет назад.

Содержание 1 Этимология, синонимы и определения 1.1 Словообразование 2 Наблюдения 2.1 Шкала расстояний и космологическое красное смещение 2.1.1 Метод тригонометрических параллаксов 2.1.2 Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры 2.1.3 Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia 2.1.4 Метод определения расстояния по гравитационным линзам 2.1.5 Метод определения расстояния по красным гигантам 2.1.6 Проблемы и современные дискуссии 2.2 Изучение истории развития Вселенной и её крупномасштабной структуры 2.2.1 Общие методы 2.2.2 Особенности наблюдений квазаров 2.2.3 Особенности наблюдений гамма-всплесков 2.2.4 Особенности наблюдений реликтового излучения 2.2.4.1 Эффект Сюняева — Зельдовича 2.2.4.2 Флуктуации реликтового фона 2.2.4.3 Поляризация 2.2.5 Особенности наблюдений звёздных скоплений 2.2.6 Особенности наблюдений непроэволюционировавших объектов 3 Теоретические модели 3.1 Теория Большого Взрыва 3.2 Модель горячей Вселенной 3.3 Инфляционная модель 3.4 Модель расширяющейся Вселенной 3.5 Теория эволюции крупномасштабных структур 3.6 Судьба Вселенной 3.7 Проблемы современных моделей 3.8 Космические струны 4 Исторические модели 5 Мультивселенная 6 Другие термины 7 Примечания 8 См. также 9 Ссылки

[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 его часть. Самое общее определение для «Вселенной» среди древнегреческих философов, начиная с пифагорейцев, было «το παν» (Всё), включавшее 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 твёрдо установленными:

Линейность закона Хаббла до z ~ 0,1	Реликтовый фон флуктуирует на масштабах четвёртого 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 — единственный прямой метод определения расстояния, доступный астрономам. Все остальные методы — либо косвенны, либо моделезависимы.

[править] Метод тригонометрических параллаксов

Параллакс — это некий угол, возникающий благодаря проекции источника на небесную сферу. Различают два вида параллакса: годичный и групповой.

Годичный параллакс — угол, под которым был бы виден средний радиус Земной орбиты из центра масс звезды. Из законов евклидовой геометрии искомое расстояние до звезды равно:

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:

   ,

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

Суть группового параллакса состоит в следующем: если некое скопление имеет заметную скорость относительно Земли, то по законам проекции видимые направления движения его членов будут сходится в одной точке, называемой радиантом скопления. Положение радианта определяется из собственных движений звёзд и смещения их спектральных линий, возникшего из-за эффекта Доплера. Тогда искомое расстояние находится из следующего соотношения:

4.738^μr = V_rtg(λ),

где μ и V_r — соответственно угловая и лучевая скорость звезды скопления, λ — угол между прямыми Солнце—звезда и звезда—радиант, а r — расстояние, выраженное в парсеках. К сожалению, только Гиады имеют заметный групповой параллакс, но до запуска спутника Hipparcos только таким способом можно откалибровать шкалу расстояний для старых объектов.

Получаемое таким методом расстояние является геометрическим (угловым), а большинство остальных методов измеряет фотометрические расстояния, так как размеры более удалённых объектов либо слишком малы, либо неизвестны с достаточной точностью.

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

На Цефеидах и звёздах типа RR Лиры единая шкала расстояний расходится на две ветви — шкалу расстояний для молодых объектов и для старых. Цефеиды расположены, в основном, в областях недавнего звёздообразования, и поэтому являются молодыми объектами. Переменные типа RR Лиры тяготеют к старым системам, например, особенно их много в шаровых звёздных скоплениях в гало нашей Галактики.

Оба типа звёзд — переменные, но если цефеиды — недавно образовавшиеся объекты, то вторые — это звёзды, уже сошедшие с главной последовательности — гиганты спектральных классов A—F, расположенные, в основном, на горизонтальной ветви диаграммы «цвет-величина» для шаровых скоплений. Однако способы их использования как стандартных свеч различны:

• Для цефеид существуют хорошая зависимость «Период пульсации — Абсолютная звёздная величина». Скорее всего это связано с тем, что массы цефеид различны.
• Для звёзд RR Лиры средняя абсолютная звёздная величина примерно одинакова и составляет .

Определение данным методом расстояний сопряжено с рядом трудностей:

1. Необходимо выделить отдельные звезды. В пределах Млечного Пути это не составляет особого труда, но чем больше расстояние, тем меньше угол, разделяющий звезды.
2. С ростом расстояния быстро падает принимаемое количество света, а вместе с ним резко ухудшается соотношение сигнал\шум, ухудшается точность измеренных звёздных величин.
3. Необходимо учитывать поглощение света пылью и её неоднородность распределения в пространстве.

Кроме того, для цефеид остаётся серьёзной проблемой точное определение нуль пункта зависимости «Период пульсации — Светимость», а при определении светимости звезды типа RR Лиры важно знать её металличность.

[править] Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia

Характерная черта сверхновых типа Ia — сходство кривых блеска и одинаковая светимость в их максимуме. Открытие последнего факта стало возможным после определения расстояний по цефеидам до галактик, в которых произошли вспышки сверхновых. Собственно, только после этого стало возможным использование сверхновых в качестве стандартных свеч.

Физическая схема явления проста. Прародителем сверхновой такого типа является тесная двойная система из белого карлика и красного гиганта. Вещество с красного гиганта перетекает на белый карлик, скапливаясь на его поверхности. Вещество белого карлика — это вырожденный газ, в какой-то момент его давление более не способно выдерживать вес скопившегося вещества. Масса белого карлика на тот момент известна и равна пределу Чандрасекара, что приводит к примерно одинаковому выделению энергии при вспышке. Характерная энергия сверхновой — 10⁵⁰ — 10⁵¹ эрг^[9], что выше гравитационной энергии связи звезды. Значит, происходит взрыв не отдельной её части, а всей целиком, причём вырожденность газа обеспечивает одновременность взрыва по всему объёму белого карлика. Вместе со всем веществом горят углерод и кислород, образуя радиоактивный никель. После взрыва всё вещество звезды переходит в рассеивающуюся оболочку, подсвечиваемую энергией распада радиоактивного никеля^[9].

Вышесказанное означает, что наблюдая за кривой блеска, можно определить, какую же звездную величину сверхновая имела в максимуме, а значит — и определить расстояние. Следуя подобным путём, 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, причём их может быть несколько. Это явление называется гравитационным линзированием.Время запаздывания между изображениями в большинстве случаев в первом приближении равно t_del = d / c, где d — расстояние между изображениями, а с — скорость света. 

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 звёздную величину −3.0^m±0.2^m. Наблюдательно первым этот эффект обнаружил Сендидж в 1971 году. Предполагается, что эти звёзды либо находятся на верхней точке первого подъёма 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 звёздообразования и повышенной концентрации пыли.

[править] Проблемы и современные дискуссии

Если проэкстраполировать закон Хаббла назад во времени, то в итоге возникнет точка, сингулярность. Мягко говоря, это большая проблема, так как физика в окрестности сингулярности, по-видимому, должна изменяться. И хотя, следуя путём Гамова, предложенным в 1946 году, можно надёжно экстраполировать до момента, пока работоспособны современные 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 неопределённость 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 её 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 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 энергии, могут светить лишь благодаря скудным старым запасам; далёкие же объекты ослаблены как своей дальностью, так и тем, что их спектр вместе с крайне важной линией L_α 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 повышаем качество наших приборов, наблюдаем всё более слабые объекты, снимаем всё более качественные спектры, и/или делаем массовые наблюдения. 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.

Также является проблемой и то, что вместе со Вселенной эволюционируют и объекты, с помощью которых ведутся исследования. А значит, что необходимо вместе с исследованием самого объекта наблюдения необходимо изучать и метод, с помощью которого эти наблюдения ведутся.

Стандартные объекты, с помощью которых исследуется история развития Вселенной:

Объекты	Общее описание
Галактики	Это гигантские гравитационно-связанные системы, состоящие из звёзд и тёмной материи.
Квазары	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-всплески	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 гамма-всплесков и получения спектров послесвечений 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.

Галактики — типичные объекты исследований в наблюдательной космологии. Все методы, применяемые для их наблюдений, используются также ко всем космологическим объектам. Это и сравнения модельного спектра с наблюдаемым, и учёт металличности, и учёт пыли, и отождествление характерных особенностей частей спектра с наличием различных процессов внутри объекта.

[править] Общие методы

Общим явлением для всех далёких объектов является эффект Гана — Петерсона, суть которого состоит в следующем:

Облака нейтрального водорода эффективно поглощают свет на длинах волн от L_α(1216 Å) до лаймановского предела, образуя в спектре источника так называемый «L_α-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 даже 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 L_α, 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, наблюдения которых возможны также для любого объекта (даже неважно, чтобы он был далеким), необходимо отнести и эффект гравитационного линзирования. В прошлом разделе было указано, что с помощью гравитационного линзирования строят шкалу расстояний, это вариант так называемого сильного линзирования, когда угловое разделение изображений источника можно непосредственно наблюдать. Однако существует ещё 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 участков 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 темп звёздообразования на z от ~ 2 до ~ 6^[17].

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.

До последнего времени не было ясности в том, как эволюционирует крупномасштабная структура Вселенной. Однако работы последнего времени показывают, что первыми сформировались крупные галактики, и только потом уже мелкие (так называемый downsizing эффект)^[21][22].

[править] Особенности наблюдений квазаров

Уникальное свойство квазаров — большие концентрации газа в области излучения, по современным представлениям аккреция этого газа на чёрную 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 линзируемых квазаров были обнаружены линии воды^[23].

Уникальным преимуществом является и высокая светимость в радиодиапaзоне, на её фоне поглощение части излучения холодным газом более заметно. При этом газ может принадлежать как родной галактике квазара, так и случайному облаку нейтрального водорода в межгалактической среде, или галактике, случайно попавшей на луч зрения (при этом нередки случаи, когда такая галактика не видна — она слишком тусклая для наших телескопов). Изучение межзвёздного вещества в галактиках данным методом называется «изучением на просвет», к примеру, подобным образом была обнаружена первая галактика со сверхсолнечной металличностью^[24].

Также важным результатом применения данного метода, правда не в радио-, а в оптическом диапазоне, являются измерения первичного обилия дейтерия. Современное значение обилия дейтерия, полученное по таким наблюдениям, составляет .

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 заселённость уровней^[25]. Во втором случае обнаружили линии молекулярного водорода H₂, 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^[26].

По иронии судьбы главное преимущество квазаров — это их же основной недостаток: невозможно отделить линии аккрецирующего газа от линий межзвёздного вещества родительской галактики.

[править] Особенности наблюдений гамма-всплесков

Гамма-всплески — 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^[27].

Уникальные возможности применения гамма-всплесков для изучения структуры Вселенной состоят в следующем^[27]:

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 квазара, а значит и меньшей его светимости на тот период времени.
2. Спектр гамма-всплеска — непрерывный, то есть не содержит спектральных линий. Это означает, что самые далёкие 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^[27].
6. Если принять предположение, что гамма-всплеск — это взрыв сверхновой звезды 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

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.
4. Особо ценную информацию о первых секундах жизни Вселенной (в частности, о стадии инфляционного расширения) несёт поляризация реликтового фона.

[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^[28]:

• о давлении горячего межгалактического газа в скоплении, а, возможно, и о самой массе скопления;
• о скорости скопления вдоль луча зрения (из наблюдений на разных частотах);
• о 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] Поляризация

Реликтовое излучение поляризовано на уровне в несколько μK (микрокельвинов). Выделяются E-мода (градиентная составляющая) и B-мода (роторная составляющая)^[29]. E-мода может появляться при прохождении излучения через неоднородную плазму вследствие томпсоновского рассеяния. B-мода, максимальная амплитуда которой достигает всего лишь 0,1μK, не может возникать вследствие взаимодействия с плазмой.

B-мода является признаком инфляции Вселенной и определяется плотностью первичных гравитационных волн. Наблюдение B-моды является сложной задачей вследствие неизвестного уровня шума для этой компоненты реликтового излучения, а также за счёт того, что B-мода смешивается слабым гравитационным линзированием с более сильной E-модой^[30].

[править] Особенности наблюдений звёздных скоплений

Главное свойство шаровых скоплений для наблюдательной космологии — много звёзд одного возраста в небольшом пространстве. Это значит, что если каким-то способом измерено расстояние до одного члена скопления, то различие в расстоянии до других членов скопления пренебрежимо мало.

Одновременное формирование вcех звёзд скопления позволяет определить его возраст: опираясь на теорию звёздной эволюции, строятся изохроны на диаграмме «цвет — звёздная величина», то есть кривые равного возраста для звёзд различной массы. Сопоставляя их с наблюдаемым распределением звёзд в скоплении, можно определить его 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 — и приблизительно 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 возраст карлика^[31].

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

[править] Особенности наблюдений непроэволюционировавших объектов

Причина, почему до нашего времени дошли объекты, фактически состоящие из первичного вещества — небольшая скорость их внутренней эволюции. Одновременно это и преимущество, и недостаток: с одной стороны это позволяет изучать первичный химический состав элементов, а также, не сильно вдаваясь в потробности и основываясь на лабораторных законах ядерной физики, оценить возраст подобных объектов, что даст нижний предел на возраст Вселенной в целом. С другой стороны данные объекты крайне трудно изучать: невысокий темп внутренней эволюции означает и невысокую светимость.

К непроэволюционировавшим звездам можно отнести: звезды малой массы с малой же металличностью (так называемые G-карлики), а также карликовые неправильные галактики класса BCDG (Blue Compact Dwarf Galaxy).

При определении обильности лития использовались массивные звёзды звёздного населения типа II. Такие звёзды имеют спокойную, не конвективную атмосферу, благодаря чему литий остаётся на поверхности, не рискуя сгореть в более горячих внутренних слоях звезды. Современное значение, померянное таким образом обилия лития A(Li) = 12 + log(Li / H) = 2.12^[32].

У звезды CS31082-001, принадлежащей звёздному населению типа II, были обнаружены линии и измерены концентрации в атмосфере тория и урана. Эти два элемента имеют различный период полураспада, поэтому со временем их соотношение меняется, и если как-то оценить первоначальное соотношение обильностей, то можно определить возраст звезды. Оценить можно двояким способом: из теории r-процессов, подтвержденной как лабораторным измерениями, так и наблюдениями Солнца; или можно пересечь кривую изменения концентраций за счет распада и кривую изменения содержания тория и урана в атмосферах молодых звезд за счет химической эволюции Галактики. Оба метода дали схожие результаты: 15,5±3,2 млрд. лет получены первым способом, млрд. лет — вторым.

Измеряя обилие гелия по спектрам карликовых неправильных галактиках класса BCDG с крайне низкой металличностью (всего их существует ~10), строится диаграмма обилия в зависимости от металличности Y(Z). Далее, экстраполируя ее к Z = 0, получают оценку первичного гелия. Две независимые группы наблюдателей, следуя данной методике, получили разные значения Y_p. Изотов и Тхуан (Thuan) получили значение Y_p=0{,}245±0{,}003. Другая группа во главе с Пеймберт(Peimbert) получили значения Y_p=0{,}235±0{,}003. Сами наблюдатели такое расхождение объясняют неучтёнными оппонентом систематическими ошибками, но учтёнными у них.

[править] Теоретические модели

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] Модель 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^[33]).

[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^[34].

[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^[35]. В другой теории Вселенные различаются по квантовому измерению^[36]. 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».