Совместно с издательством «Век 2» мы публикуем отрывок из 3-го издания книги «Астрономия: Век XXI» под редакцией Владимира Сурдина, посвященной современным проблемам астрономии: от изучения Луны и планет до поисков гравитационных волн, темной материи и темной энергии.

Космология — это наука, изучающая Вселенную в целом: законы ее развития и наиболее общие эпохи ее истории. Современная космология является самой сложной областью астрономии, поскольку она действует на стыке со многими, порой еще не завершенными, разделами физики, в первую очередь теории гравитации, физики элементарных частиц и сверхвысоких энергий. По сути, современная космология — это удивительный симбиоз новейших научных достижений, яркий пример науки, вобравшей в себя за последние двадцать лет преимущества различных подходов и методов описания нашего мира.

Космология как наука

С одной стороны, такое тесное содружество физики и астрономии привлекает в космологию талантливых и активных молодых людей. Но, с другой стороны, появилась опасность подмены знаний и фактов предубежденностью и современными мифами. Дело в том, что процессы, изучаемые космологией, и затрагиваемые ею проблемы зачастую лежат далеко за пределами возможностей физического эксперимента и астрономических наблюдений.

Физика ХХ в. развивалась согласно методологической схеме «эксперимент — открытие — теория — новый эксперимент — подтверждение». Теперь ей на смену приходит схема «теоретические модели — проверка их на жизнеспособность в космологии». Подавляющее большинство современных физических теорий (например, весьма популярная теория суперструн) оперируют сверхвысокими энергиями, пока не достижимыми в земных лабораториях и на ускорителях. Путем наблюдений и анализа современных процессов и событий, происходивших в ранней Вселенной, космология позволяет выявлять классы физически значимых моделей среди сонма абстрактных математических построений. Конечно, нельзя забывать, что проверка теорий на жизнеспособность не является в полной мере проверкой на истинность. Но красота современных физических моделей, изящество их математического обоснования иногда столь привлекательны, что космологи работают над такими моделями даже при отсутствии каких-либо экспериментальных или наблюдательных фактов, подтверждающих правильность выбранного пути.

Ныне космология обрела твердый статус уважаемой науки. А ведь всего пятьдесят лет назад ею занимались лишь отдельные ученые, и она не была самостоятельной научной дисциплиной. Современный прогресс обусловлен прежде всего совершенствованием астрономических наблюдений, особенно наблюдений со спутников, а также впечатляющим развитием физической теории в последние десятилетия. К тому же разнообразие условий, царивших в молодой Вселенной, делают космологию «лабораторией» экстремальных физических состояний.

Рекомендуем по этой теме:
40519
Что находится за краем Вселенной?

Хотя о наиболее общих законах Вселенной задумывались многие мыслители прошлого, теоретический и наблюдательный фундамент для их изучения был заложен только после создания А. А. Фридманом теории расширяющейся Вселенной и после открытия Э. Хабблом этого расширения.

В начале ХХ в. родилась новая физика — квантовая (М. Планк, А. Эйнштейн) и релятивистская (А. Эйнштейн), изменившая наши взгляды на структуру пространства­времени и на природу физических взаимодействий. Следствием этих открытий стали большие успехи в объяснении структуры микро­ и макромира: строения материи и устройства Вселенной в целом. В начале ХХ в. возникла и современная космология, дата рождения которой известна достаточно точно. Обычно ее связывают с публикацией статей советского ученого Александра Александровича Фридмана. В 1922 г. в немецком журнале Zeitschrift für Physik была помещена его статья «О кривизне пространства». Основной вывод автора заключался в том, что наша Вселенная эволюционирует: она расширяется, ее объем растет. Эта идея была настолько нова, что даже Эйнштейн вначале воспринял ее с недоверием.

На первый взгляд, идея эволюции в природе не так уж необычна. Постоянные изменения мы наблюдаем всюду: день сменяется ночью, лето — зимой… Но эти процессы носят циклический характер и происходят на фоне неизменной звездной картины. Таким образом, с интуитивной точки зрения для человека более привлекательна идея стационарной Вселенной. Даже Эйнштейн, создавший новую теорию гравитации и релятивистскую механику, разработал на их основе в 1917 г. модель неэволюционирующей Вселенной, обладающей бесконечным временем как в прошлом, так и в будущем. Для принудительного согласования условия стационарности с уравнениями релятивистской гравитации Эйнштейн даже ввел новую фундаментальную постоянную — так называемый лямбда­член (Λ). Позже он отзывался об этом своем «изобретении» как о «самой большой ошибке в жизни». В конце концов Эйнштейн признал правильность идей А. А. Фридмана.

Таким образом, поначалу воспринятая в штыки космологическая модель А. А. Фридмана, в которой присутствовала идея начала, или, как говорят сегодня, момента рождения, была подтверждена наблюдениями и сейчас является общепринятой. Эта модель основывалась на решении уравнений общей теории относительности для случая изотропного и однородного распределения вещества в пространстве. Термин «изотропия» означает, что свойства вещества Вселенной, наблюдаемые из одной точки в разных направлениях, одинаковы. Термин «однородность» означает, что свойства вещества не меняются при переходе от одной точки пространства к другой.

Основные характеристики вещества — это плотность, давление и температура. Именно они распределены однородно и изотропно.

Конечно, в земных условиях вещество далеко от однородности и изотропии. Очевидно, что поверхность Земли и находящийся над ней воздух обладают различной плотностью. Однако если мы возьмем в качестве единицы объема куб размером в 1 парсек и подсчитаем в нем среднюю плотность, а затем будем передвигать этот куб, то обнаружим, что контраст плотности (отношение типичного перепада плотности к ее среднему значению) значительно меньше, чем в земных условиях. Чем большего размера куб мы будем рассматривать, тем более однородным окажется распределение вещества. В космологии масштаб, начиная с которого Вселенная становится приблизительно однородной и изотропной, имеет размер 200 000 000 пк, или 200 Мпк.

Теоретически предсказанное А. А. Фридманом расширение Вселенной было действительно обнаружено всего несколько лет спустя Э. Хабблом. Закон расширения имеет простой вид:

(1)

 

где v — скорость далекого объекта (например, галактики), H — постоянная Хаббла, r — расстояние до объекта. Согласно современным измерениям, постоянная Хаббла равна 72 км/(с • Мпк).

Доказано, что закон Хаббла описывает однородное и изотропное расширение вещества. Важно отметить, что вид этого закона указывает на поступательный характер эволюции Вселенной. Хаббловское движение начинается только с внегалактических масштабов, и этот закон принципиально отличается от кеплеровских законов, которые описывают периодическое движение небесных тел.

Поскольку постоянная Хаббла определяет закон расширения Вселенной, а следовательно, рост ее объема, то обратное значение постоянной Хаббла H–1 ≈ 14 • 109 лет приблизительно равно возрасту Вселенной. Действительно, обратим закон расширения (1) и формально отсчитаем время, необходимое для того, чтобы Вселенная сжалась до нулевого размера, — это время равно H–1.

Здесь следует сказать, что термин «постоянная Хаббла» имеет в значительной степени исторический смысл. Эта величина действительно не зависит ни от направления на исследуемую галактику, ни от положения галактики, однако она зависит от времени. В ранней Вселенной величина H была больше, чем сейчас. Чтобы отличать H от фундаментальных постоянных, мы иногда будем называть ее «параметром Хаббла». Кроме того, важно отметить, что выражение (1) представляет собой приближенную форму закона Хаббла. Эта формула справедлива только для малых значений скорости внегалактического объекта. Точный вид закона Хаббла гораздо сложнее, его можно найти в монографиях по космологии.

Сам факт расширения Вселенной считался твердо установленным уже в середине ХХ в., хотя причины, приведшие к такому закону эволюции, вплоть до конца века казались загадочными. Стандартная космологическая модель Фридмана не могла ответить на вопрос о физических причинах разлета галактик. Ведь силы притяжения могут только противодействовать разлету, но не могут его вызвать! Ответ на этот вопрос удалось дать лишь в 1980­е гг. благодаря применению к ранней Вселенной результатов, полученных в физике элементарных частиц. Основа нового подхода — так называемая теория инфляции, к которой мы еще вернемся.

Рекомендуем по этой теме:
24828
Что такое закон Хаббла?

В точных науках эволюция отсутствует. Так, законы математики неизменны. Разумеется, мы пока не знаем их все, но знаем, что они не изменяются со временем. Законы физики также являются статическими и неизменными в ходе времени. В астрономии присутствовали изменения во времени, но они являлись отражением скорее стационарной картины Вселенной, чем ее эволюции. Как уже было замечено, из-за вращения Земли вокруг своей оси происходят только циклические изменения, мало связанные с основными параметрами орбиты Земли. Картина в целом была стационарна.

В космологии эволюция — основной фактор: наблюдая иные области Вселенной, мы видим их в иные эпохи. В связи с этим в науке о Вселенной появляются некоторые кинематические величины и понятия, отсутствовавшие в физике. Первое из них — «горизонт частиц». Вселенная существует около 14 млрд лет. В трехмерно­плоском пространстве­времени мы видели бы события только внутри шара, радиус R которого равен произведению скорости света на время, прошедшее с момента рождения Вселенной, т. е. около 14 млрд св. лет. От более далеких точек пространства световой сигнал до нас еще не дошел бы. Поскольку скорость света — это предельная скорость распространения информации, то никаким способом невозможно узнать о том, что происходит вне радиуса R. Этот радиус называют радиусом горизонта частиц во Вселенной. Поскольку сама Вселенная расширяется и расстояние между составляющими ее частицами растет со временем, точное определение горизонта частиц дает величину несколько большую, чем 14 млрд св. лет. Тем не менее основной вывод о существовании принципиально ненаблюдаемых областей остается и в расширяющейся Вселенной.

Важно обратить внимание на тот факт, что вне зависимости от пространственного положения наблюдателя частицы будут удаляться от него так, как если бы он сам был в центре разлета частиц. Специфика расширения Вселенной заключается в том, что расширяется, «разлетается» само пространство, в отличие от привычной нам картины центрально­симметричного взрыва.

Отсюда следует непривычный для обыденного сознания вывод: нельзя указать точку на небе, где произошел Большой взрыв.

В трехмерно­плоском пространстве нерасширяющейся Вселенной размер горизонта частиц растет с возрастом, и рано или поздно все области Вселенной окажутся доступными для изучения. Но в расширяющейся Вселенной это не так. Более того, в зависимости от скорости расширения размер горизонта частиц может зависеть от времени, прошедшего с момента начала расширения, по более сложному закону, чем простая пропорциональность. В частности, в ускоренно расширяющейся Вселенной размер горизонта частиц может стремиться к постоянной величине. Это означает, что есть области принципиально ненаблюдаемые, есть процессы принципиально непознаваемые.

Кроме того, размер горизонта частиц ограничивает размер причинно­связанных областей. Действительно, две пространственные точки, разделенные расстоянием больше размера горизонта, никогда не взаимодействовали в прошлом. Поскольку самое быстрое взаимодействие (обмен лучами света) еще не произошло, то и любое другое взаимодействие исключено. Поэтому никакое событие в одной точке не может иметь в качестве своей причины событие, произошедшее в другой точке. В случае, когда размер горизонта частиц стремится к постоянной величине, Вселенная разбивается на причинно­несвязанные области, эволюция в которых протекает независимо.

Наблюдения в космологии

Около века тому назад в космологии был лишь один наблюдательный факт — расширение Вселенной. Но этот факт оказался краеугольным камнем в становлении космологии и позволил ей уверенно оформиться в самостоятельную дисциплину. Последние пять десятилетий ознаменованы непрерывными успехами космологии. Перечислим основные:

— открытие реликтового излучения;

— обнаружение крупномасштабной структуры Вселенной;

— наблюдение анизотропии реликтового излучения;

— открытие ускоренного расширения нашей Вселенной.

Расширение Вселенной

Закон расширения был экспериментально установлен, когда Э. Хаббл построил диаграмму зависимости скорости внегалактического объекта от расстояния до него (рис. 4.9). Э. Хаббл обнаружил явную зависимость: чем дальше от нас находится галактика, тем быстрее она удаляется. Тангенс угла наклона линии, показывающей связь скорости и расстояния, называют постоянной Хаббла.

Ясно, что при построении такой диаграммы скорость внегалактического объекта (галактики) и расстояние до него необходимо определять независимо друг от друга. Скорости внегалактических объектов вдоль луча зрения измеряются весьма просто по эффекту Доплера (см. Приложение). Излучение с длиной волны le, испущенное объектом, удаляющимся от наблюдателя со скоростью v, в системе отсчета наблюдателя имеет длину волны λ0, которая определяется соотношением:

где с — скорость света, а z = (λ0–λe)/λe называют красным смещением объекта. Это название обусловлено тем, что в спектрах излучения далеких галактик линии всех химических элементов смещены так, что длина волны каждой линии (λ0) больше, чем у соответствующего элемента в земной лаборатории (λe), то есть линии всех элементов в спектре смещены в сторону красного цвета.

Для определения красного смещения (а следовательно, и скорости) какого-либо внегалактического объекта регистрируется его спектр и сравнивается с лабораторным спектром соответствующих химических элементов. По разнице длин волн наблюдаемых и лабораторных линий определяется красное смещение объекта и его скорость.

Измерять расстояния гораздо труднее. Расстояния до подавляющего большинства астрономических объектов (не только внегалактических, но и галактических) настолько велики, что обычные методы их измерения, такие, например, как метод тригонометрического параллакса, здесь непригодны. Для измерения расстояний в астрономии широко используется метод фотометрического параллакса. Его суть заключается в следующем. Источник света излучает фотоны; мощность источника в оптике называют его светимостью и измеряют в ваттах. Чем дальше от наблюдателя расположен источник света, тем меньше его яркость. Фотометрические инструменты (к которым принадлежит и глаз человека) измеряют не мощность источника, а поток фотонов, достигающих приемника. Этот поток обратно пропорционален квадрату расстояния до источника. Таким образом, если наблюдатель изначально знает светимость источника и способен измерить поток света от него, он может вычислить расстояние до источника. Этот метод в астрономии и носит название фотометрического параллакса.

Светимость каждого источника, необходимую для вычисления его фотометрического параллакса, знать невозможно. Но можно приблизительно определить светимость целой популяции источников и по этим данным определить среднюю светимость интересующего нас объекта. Если разброс светимостей отдельных источников относительно среднего значения невелик, то эту популяцию можно использовать для определения фотометрического параллакса, а следовательно, для измерений расстояний до этих источников.

Многие поколения астрономов мечтали об открытии такой популяции источников и даже дали ей название — стандартная свеча. Одним из примеров могут служить цефеиды — пульсирующие переменные звезды, период изменения блеска которых возрастает с их светимостью. Они очень помогают астрономам измерять расстояния до соседних галактик. Но на больших расстояниях использовать цефеиды становится сложнее: для их поиска и определения периодов их пульсаций требуются самые крупные телескопы. Глубокое проникновение во Вселенную требует более ярких объектов, и классические цефеиды мало удовлетворяют нуждам внегалактической астрономии. Ведь на космологических расстояниях даже целые галактики едва заметны, а отдельные звезды в них совершенно не видны! Астрономы пытались использовать другие, более яркие, индикаторы расстояний — гигантские облака горячего газа (эмиссионные туманности), шаровые звездные скопления… Но точность измерения расстояний по ним оказалась низкой.

В конце ХХ в. был найден превосходный индикатор больших расстояний — сверхновые звезды типа Ia (обозначение — SN Ia). Эти объекты позволили измерить не только скорость расширения Вселенной, но и ее производную — ускорение расширения. В момент вспышки сверхновой типа SN Ia ее максимальная светимость порой бывает сравнима со светимостью целой галактики. Такие яркие объекты хорошо видны даже на межгалактических расстояниях. Важно, что они обладают очень близкими значениями светимости в максимуме блеска: их разброс (дисперсия) составляет всего δm ≈ 0,15 звездной величины. У прежних индикаторов расстояний дисперсия светимости была в несколько раз больше. Поскольку звездная величина есть логарифмическая характеристика светимости, поток энергии от прежних индикаторов расстояний различался в несколько раз, что и вызывало большую неопределенность в определении расстояний. Теперь эта неопределенность сведена к минимуму. Рассмотрим подробнее этот важный метод.

Источник типа «стандартная свеча» должен обладать известной светимостью. Но сверхновые звезды, в том числе и типа SN Ia, нестационарны: их светимость сначала резко возрастает (взрыв!), а затем постепенно падает. Если источник обладает большим разбросом светимости, то как же можно использовать его в качестве индикатора расстояний? Оказывается, в некоторых случаях — можно. Выяснилось, что в максимуме своего блеска все сверхновые типа SN Ia имеют практически одинаковую светимость, и в этом отношении они уникальны. Зависимость светимости небесного объекта от времени астрономы называют кривой блеска. Наблюдая в течение нескольких недель за сверхновой и получив кривую ее блеска, исследователь определяет по ней тип сверхновой (дополнительные указания на тип звезды дают особенности ее спектра). Если это тип SN Ia, то мы нашли «стандартную свечу». При учете тонких деталей спектра, а также светимости не только в видимом, но и в ультрафиолетовом диапазоне дисперсия светимости в максимуме блеска может быть уменьшена до δm ≈ 0,15 m. Измеряя на Земле блеск сверхновой, вспыхнувшей в далекой галактике, и сравнивая его с известной светимостью, определяют расстояние до объекта.

Сейчас несколько групп астрономов активно ведут исследования SN Ia. Основная задача этих исследований заключается в том, чтобы наблюдать как можно больше вспышек сверхновых звезд и набрать достаточную статистику.



Особенно важны такие сверхновые в далеких галактиках. Зарегистрировано много вспышек SN Ia, произошедших сравнительно близко к нам (z ≈ 0,1). Но вспышек в далеких галактиках, находящихся при z ~ 1, пока известно недостаточно, а они особенно важны, поскольку позволят не только определить постоянную Хаббла с точностью всего в несколько процентов, но и измерить ускорение расширения Вселенной. Предварительные результаты этих исследований можно суммировать таким образом (рис. 4.1). При малых значениях красного смещения (вблизи начала координат) наклон кривой определяется постоянной Хаббла. Как видно из рисунка, при больших красных смещениях хаббловская зависимость становится нелинейной. Причем кривизна линии не может быть списана на ошибки и неточности наблюдений, так как значительно превышает их. Это говорит о том, что наша Вселенная не просто расширяется, а расширяется по законам, открытым А. А. Фридманом. Интересный момент, заметный на диаграмме, — это небольшое отклонение от «стандартного» закона расширения. Точность данных настолько велика, что астрономы смогли измерить ускорение расширения нашей Вселенной. И здесь их поджидал сюрприз! До 1998 г. считалось, что наша Вселенная расширяется с замедлением. Казалось, что это следует из простых физических соображений. Действительно, пусть в шаре с радиусом от наблюдателя до галактики, движение которой измеряют, находится вещество, воздействующее на галактику силой притяжения. Галактика движется по инерции в силу некоего начального «толчка», но из-за гравитационного влияния она должна замедлять свое движение. Однако оказалось, что галактики движутся не с замедлением, а с ускорением! Они ускоренно разбегаются от нас во все стороны. Этот факт с неизбежностью приводит к существованию какого-то принципиально другого типа вещества, создающего антигравитацию, т. е. взаимное отталкивание объектов. Писателям­фантастам не нужно далеко ходить за идеями — природа сама раскрывает перед нами столько новых и неожиданных сущностей!

Сейчас есть несколько проектов исследования SN Ia. Один из самых известных — это спутник SNAP (SuperNovae Acceleration Probe — «измерение ускорения по сверхновым»). Эта космическая обсерватория специально предназначена для поиска и наблюдения сверхновых звезд. Ожидается, что спутник исследует 15 квадратных градусов небесной сферы, обнаруживая около 2 000 вспышек сверхновых в год. При этом точность измерений будет настолько высока, что астрономы надеются измерить не только ускорение расширения Вселенной, но и следующую производную — темп изменения этого ускорения. Знание этой величины позволит ответить на вопрос о характеристиках материи, вызывающих ускоренное расширение Вселенной.

Крупномасштабная структура Вселенной

До начала 1980­х гг. крупнейшими объектами Вселенной считались галактики и их скопления. Но оказалось, что иерархия космических систем на них не заканчивается. Открытие сверхскоплений галактик — основы так называемой крупномасштабной структуры — стало первым шагом к построению Стандартной космологической модели.

Крупномасштабная структура Вселенной была предсказана в работах выдающегося советского ученого академика Я. Б. Зельдовича, а также его учеников — А. Г. Дорошкевича и С. Ф. Шандарина. Анализируя законы эволюции малых возмущений плотности в расширяющейся Вселенной, Я. Б. Зельдович сделал любопытный прогноз: если в молодой и почти однородной Вселенной малые возмущения плотности и скорости не обладали сферической симметрией (а в природе идеальной симметрии не бывает!), то по мере их роста отклонения формы от сферической под действием гравитации возрастали. В конце концов образовались объекты в виде трехмерных структур с тремя неравными поперечными размерами, причем один из них значительно меньше двух других. Такие структуры напоминают блины. Свою теорию Зельдович так и назвал — «теория блинов». Ее предсказания блестяще подтвердились наблюдениями.

Как уже говорилось, наша Вселенная однородна и изотропна на очень больших масштабах. Переход от неравномерного распределения вещества к однородному, грубо говоря, к масштабам, на которых контраст плотности уже значительно меньше единицы, начинается с масштаба примерно 200 Мпк. Если усреднить плотность Вселенной внутри куба с ребром 200 Мпк и передвинуть этот куб на некоторое расстояние (конечно, превышающее 200 Мпк), то средняя плотность в первом месте будет почти равна средней плотности во втором. В меньших масштабах Вселенная обладает значительной неоднородностью. Так, контраст плотности внутри нашей Галактики, скажем, в «кубиках» размером 1 кпк, «вырезанных» в разных местах Галактики, сильно превышает единицу.



Астрономы открыли крупномасштабную структуру Вселенной, изучая распределение в пространстве далеких галактик. Они выбрали на небе три поля галактик, отстоящие друг от друга на угловое расстояние примерно 5°. В каждом из полей сосчитали галактики и измерили их красные смещения. Поскольку красное смещение эквивалентно расстоянию до галактики, исследователи построили гистограмму «число галактик (N) — красное смещение (z)» (рис. 4.2). На гистограмме видны два четко выраженных пика, разделенных почти пустым пространством. Интерпретация этих наблюдений очевидна: лучи зрения телескопа прошли сквозь два «блина» крупномасштабной структуры Вселенной, содержащие тысячи галактик (рис. 4.3). Сейчас теория крупномасштабной структуры подробно и хорошо разработана, наблюдения охватывают уже десятки тысяч галактик, подготавливаются программы наблюдений сотен тысяч галактик. Исследователи планируют построить полное трехмерное распределение галактик во Вселенной на глубину, превышающую сотню мегапарсек.

 



Реликтовое излучение

Открытие реликтового излучения в 1965 г. по праву можно считать вторым из основных тестов, заложивших прочный фундамент современной космологии. Здесь нелишне упомянуть, что «реликтовым» это излучение называется только в русскоязычной литературе. Этот изящный термин придумал замечательный советский астрофизик И. С. Шкловский, назвавший его так, потому что это излучение является свидетелем далеких эпох развития нашей Вселенной. В англоязычной литературе распространен более точный, хотя и более тяжеловесный термин the CMBR — аббревиатура словосочетания «космическое микроволновое фоновое излучение».

Реликтовое излучение предсказал Г. Гамов. Его теорию часто называют теорией Большого взрыва, хотя сам Гамов использовал термин «Илем». В 1950­е гг. он предложил идею горячей Вселенной, применив в космологии методы ядерной физики и термодинамики. В горячем и плотном веществе ранней Вселенной должны были происходить термоядерные реакции, обусловившие нынешнее обилие химических элементов. Одним из результатов этой теории было предсказание реликтового излучения. Сам Гамов вычислил его характеристики, в частности определил температуру. Поскольку к моменту создания работы данные о скорости термоядерных реакций еще были секретными величинами (это была эпоха создания ядерного оружия), Гамов получил результат, примерно вдвое расходящийся с измеренным: его вычисления предсказывали температуру излучения около 6 K.

Реликтовое излучение — это самые древние фотоны, возникшие, когда температура расширяющейся Вселенной упала настолько, что позволила разделиться материи и излучению. Этот момент времени соответствует так называемой поверхности последнего рассеяния.

Реликтовое излучение было открыто А. Пензиасом и Р. Вильсоном в 1965 г. Забавный исторический факт: оба первооткрывателя не были радиоастрономами, они были «земными» радиоинженерами и работали в корпорации «Белл», где и создали новый радиометр для спутниковой связи. При испытаниях прибора обнаружился некоторый избыточный по сравнению с техническим заданием шум. Внимательно исследовав радиометр, инженеры убедились, что шум обусловлен не неисправностью, а неизвестным космическим излучением. Было удивительно, что его мощность не зависела от направления. До этого все источники космического излучения отождествлялись с определенными космическими объектами (Солнцем, Луной, Юпитером — небесными телами в плоскости эклиптики) или галактическими источниками, находящимися в плоскости Галактики; известные к тому времени внегалактические источники тоже обычно связывались с далекими галактиками или квазарами.

Пензиас и Вильсон направили статью об открытии нового излучения в журнал. К тому времени профессор Р. Дикке из Принстонского университета уже готовил специальную аппаратуру для поиска реликтового излучения, предсказанного теорией. Статья попала к нему, он мгновенно оценил ее, дал положительную рецензию и сам написал короткую заметку, содержащую интерпретацию полученных результатов. За эту работу А. Пензиас и Р. Вильсон в 1978 г. были удостоены Нобелевской премии.

За прошедшие 40 лет исследования реликтового излучения проводились неоднократно. Сейчас наиболее точный результат измерения его температуры, полученный космическим аппаратом COBE (NАSA), составляет 2,725 K. Распределение температуры по небесной сфере обладает большой степенью изотропии, изменение температуры при изменении направления составляет ничтожную долю самой температуры.

Анизотропия реликтового излучения

Анизотропия реликтового излучения — это разница его температуры в различных направлениях на небе. Реликтовые фотоны идут к нам со всех направлений небесной сферы, поэтому адекватный математический аппарат для анализа углового распределения реликтового излучения — это разложение по сферическим функциям, или по мультипольным гармоникам (величину каждой из этих гармоник космологи обозначают как Cl, где l — номер гармоники). Результаты исследований представляются в виде графиков, на которых отложены амплитуды измеренных гармоник в угловом спектре анизотропии реликтового излучения в зависимости от номера гармоники. Такие графики называют угловым спектром анизотропии реликтового излучения — они общеприняты в мировой литературе для представления данных по реликтовому излучению (рис. 4.5). При малых значениях l спектр представляет собой так называемое плато Харрисона — Зельдовича. Далее, в сторону увеличения номера гармоники (что эквивалентно уменьшению углового размера на небесной сфере) идут несколько пиков Доплера — Сахарова.



При анализе спектра реликтового излучения самую низкую гармонику — дипольную — выделяют особо. Дипольная анизотропия реликтового излучения, обусловленная движением наблюдателя сквозь реликтовое излучение, была открыта еще в 1972 г. Современное значение амплитуды дипольной гармоники — около 3 миликельвин (мK). Для дальнейшего исследования анизотропии реликтового излучения радиоастрономы 20 лет улучшали радиометры, после чего были обнаружены и предсказанные теорией более высокие гармоники. Они связаны с первичными флуктуациями гравитационных полей, которые содержат в себе информацию о ранней Вселенной.



Крупномасштабная анизотропия реликтового излучения была обнаружена в 1992 г. по результатам наблюдений со спутника «Реликт». В январе 1992 г. группа российских исследователей, в которую входил один из авторов этой главы, на семинаре в ГАИШ объявила, что анизотропия реликтового излучения зарегистрирована, хотя отношение сигнала к шуму в нашем эксперименте было небольшим — порядка 3. К тому времени на орбите работал американский спутник COBE (Cosmic Background Explorer — «Исследователь космического фона»). Он был аналогичен спутнику «Реликт», но совершеннее его: имел три частотных канала, в каждом из каналов было два радиометра. Вскоре после нашей статьи была опубликована статья группы COBE c изложением результатов работы спутника и объявлением о детектировании анизотропии реликтового излучения. Многочастотность позволила группе COBE уверенно отделить изображение на поверхности последнего рассеяния от структуры галактического и внегалактического радиоизлучения. Этот факт, а также большее отношение сигнала к шуму (после завершения эксперимента спутник COBE работал на орбите более 4 лет) позволяет американским исследователям связывать открытие анизотропии реликтового излучения с результатами своего аппарата.

С 1992 по 1998 гг. было проведено много наземных и баллонных экспериментов по исследованию анизотропии, но они были не очень чувствительными. Радиометры нового поколения впервые были использованы в баллонном эксперименте BOOMERang в 1998 г. Беспилотный воздушный шар летал над Антарктидой, а приборы в его гондоле измеряли радиояркость участка небесной сферы. Этот участок был небольшим — всего 5% от площади неба, но выбран удачно: не содержал ярких внегалактических источников радиоизлучения, и интенсивность синхротронного галактического излучения здесь также была минимальной. Вскоре был осуществлен еще один баллонный эксперимент — Archeops, разработанный во Франции при участии многих европейских исследователей. В нем участвовали и ведущие российские космологи — А. А. Старобинский и И. А. Струков. Archeops в значительной степени является предшественником высокочастотной части готовящегося эксперимента «Планк».

В результате этих экспериментов были уверенно определены первый, второй и третий доплеровские пики. По спектру Cl определяется спектр флуктуаций во Вселенной, а также глобальные космологические параметры, такие как полная плотность Вселенной и ее составляющие (плотность барионов, плотность темного вещества, плотность, соответствующая лямбда­члену, и т. п.). Так, по положению первого доплеровского пика достаточно точно определяется полная плотность Вселенной, а по его амплитуде — содержание барионов.



Наиболее точные результаты по наблюдению анизотропии реликтового излучения были получены на спутнике WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). Первоначально этот спутник назывался просто MAP, однако вскоре после запуска его название изменили. Знаменитый американский ученый Дэвид Вилкинсон, один из авторов проекта MAP, умер, не дождавшись результатов эксперимента. Коллеги решили назвать спутник в его честь. Спутник массой 830 кг (рис. 4.4) был запущен в 2001 г. и выведен в энергетически выгодную точку Лагранжа L2, которая находится на расстоянии 1,5 млн км от Земли в стороне, противоположной Солнцу. Спутник создан для измерения анизотропии реликтового излучения и его поляризации. Основная задача этого эксперимента — составить карту всего неба с чувствительностью не ниже 20 микрокельвин (мкK) и систематической ошибкой не более 5 мкK в каждом пикселе. Угловой размер пиксела меняется от одного частотного канала к другому и составляет примерно 10΄. Принимающая система спутника состоит из двойного телескопа системы Грегори с размером зеркала 1,4×1,6 м; в фокусе телескопа находится несколько радиометров на 5 частот. В марте 2006 г. были опубликованы результаты трехлетней работы спутника (рис. 4.6). Кратко они состоят в следующем:

1) подтверждена Стандартная космологическая модель;

2) показано, что эпоха вторичной ионизации вещества (связанная с появлением первых звезд, квазаров и галактик) соответствует красному смещению примерно z = 10.

Основные параметры Стандартной космологической модели, полученные в результате работы WMAP

Следующий эксперимент по изучению анизотропии реликтового излучения — с использованием спутника «Планк», который провело в 2009–2013 гг. Европейское космическое агентство. Этот аппарат был гораздо совершеннее WMAP, в частности, чувствительность каждого из частотных каналов в несколько раз выше, а размер пиксела — в несколько раз меньше, чем у WMAP. Но полученные им значения не слишком сильно отличаются от более ранних. По данным «Планка» постоянная Хаббла близка к 68 км/(с • Мпк), а возраст Вселенной — около 13,8 млрд лет.

История нашей Вселенной

Теперь рассмотрим более подробно эволюцию Вселенной, отмечая ключевые эпохи ее развития. Космология за последние годы существенно продвинулась вперед, и хотя в истории ранней Вселенной по-прежнему остается много неясностей и «белых пятен», мы хотели бы изложить ряд общепринятых воззрений на устройство Вселенной. Это важно для понимания целей и методов космологии.

Вселенная расширяется — этот факт сегодня твердо установлен. Возникает вопрос: какой была Вселенная в прошлом? Из курса школьной физики мы знаем, что газ при расширении охлаждается, а при сжатии нагревается. Вещество Вселенной — по существу, тот же газ. Следовательно, в прошлом наша Вселенная была плотнее и значительно горячее. Как многие черты характера человека закладываются в раннем детстве, так и основные свойства нашей Вселенной были заложены на «младенческой стадии» ее развития. Начнем рассказ о Вселенной с самых ранних эпох и будем последовательно переходить от одной эпохи к другой.

В настоящее время общепризнанной считается так называемая теория «Большого взрыва», или теория рождения Вселенной из сингулярности. В классической космологии сингулярность означает бесконечно большую плотность, температуру и давление. Поэтому космологи понимают, что классическое описание этой стадии неприемлемо и в будущем обязательно сменится квантовым описанием, при котором все основные физические параметры хотя и велики, но конечны. Эти величины называются планковскими. Так, например, планковская температура составляет TPl = 1,3 • 1032 K. Начиная с планковского момента времени Вселенная начала расширяться, температура вещества — понижаться, и объем Вселенной — расти. Продолжительность этой стадии составляет несколько планковских времен tPl ~10–43 с. Наблюдательных свидетельств в пользу существования этой стадии нет; на ее наличие указывает теоретический анализ начальной стадии Большого взрыва. Что было до момента рождения Вселенной — можно только гадать. Как говорил академик Я. Б. Зельдович, «было время, когда времени не было».

Рекомендуем по этой теме:
41525
FAQ: Вселенная до горячей стадии

Примерно через 10–42 с после рождения пространства­времени во Вселенной наступила инфляционная стадия. Термин «инфляция» пришел в космологию из экономики. Как и в экономике, он обозначает быстрый рост масштабов, при котором скорость роста пропорциональна самой величине, то есть рост по экспоненциальному закону. Инфляционная стадия в космологии характеризуется предельно сильным отрицательным давлением, при котором меняются сами законы обычной теории гравитации. Вещество становится источником не притяжения, а отталкивания. Во время этой стадии объем Вселенной за очень короткое время увеличивается на много порядков величины; в некоторых вариантах теории — даже на порядки порядков, скажем, в 1010^10 раз. В результате вся современная Вселенная оказывается в одной причинно­связанной области. Ее кинетическая энергия расширения уравнивается с ее потенциальной энергией. Из-за действия сил отталкивания Вселенная «разгоняется» и приобретает большую кинетическую энергию, которую в дальнейшем мы и наблюдаем в виде хаббловского расширения по инерции. Важная особенность эпохи инфляции состоит в том, что области Вселенной, разделенные расстоянием больше размера горизонта частиц, эволюционируют независимо друг от друга. Как следствие, любой наблюдатель сможет видеть только те процессы, которые происходят внутри домена Вселенной с объемом, равным кубу размеров горизонта. Таким образом, в эпоху инфляции процессы, идущие внутри указанного домена, происходят независимо от процессов в соседних областях Вселенной. Расширение двух областей, разделенных расстоянием порядка горизонта, не приводит к проникновению одной области на «территорию» другой, к «пожиранию» одного домена другим. Расширение каждой области происходит строго внутри объема, допускаемого общей теорией относительности. Возникают неоднородности с масштабом больше размеров домена.

Исходя из свойств таких доменов, обладающих начальным радиусом, превышающим размер горизонта частиц, их можно рассматривать как отдельные вселенные. Подобно нашей Вселенной, они изотропны и однородны на больших масштабах. Совокупность всех мини­вселенных составляет так называемую «Мультиленную». Итак, нам следует различать три понятия — «Вселенная», «вселенная» и «Мультиленная». Вселенная (с заглавной буквы) — это область пространства­времени, принципиально доступная нашим наблюдениям сейчас или в будущем. Другими словами, все пространство­время, которое откроется наблюдателям с изменением размера горизонта частиц, — это и есть наша Вселенная. Точно так же определяются и другие вселенные, с той лишь разницей, что наблюдателями там являемся уже не мы. Мультиленная — это совокупность всех вселенных.

Идея инфляции оказалась на редкость плодотворной и породила множество модификаций теории.

Теория инфляции была сформулирована многими способами — при сохранении условия экспоненциального расширения ранней Вселенной рассматривались различные виды потенциалов инфляционного поля.

Не все варианты этой теории удовлетворительно описывали эксперименты и наблюдения. Так, вариант теории инфляции, основанный на первой единой теории элементарных частиц (теории великого объединения), оказался неприемлемым. Однако астрономы и физики нередко предпочитают отказываться от пути, подсказанного развитием теории элементарных частиц, и предлагают свои модели, связанные только с космологией, не желая полностью отказываться от теории инфляции. Ведь эта теория, даже в простейшем своем варианте, позволила космологам объяснить неразрешимые в рамках стандартной фридмановской модели парадоксы, прежде всего — проблемы плоскостности и горизонта. Первая из них заключается в том, что геометрия Вселенной евклидова, на языке математиков — плоская. А ведь могла бы быть любая другая: сферическая, гиперболическая. В рамках теории гравитации геометрия пространства определяется плотностью материи и ее движением. Их сочетание могло бы быть любым. Почему же в нашей Вселенной оно именно такое, что мир плоский? Вторая проблема касается физических свойств материи вблизи космологического горизонта, например, температуры и плотности вещества и излучения в ранней Вселенной. Во всех направлениях на небе мы видим, что они практически одинаковы. Чтобы излучение от них добралось до нас, потребовалось почти все время жизни Вселенной, значит, между собой большинство из этих точек еще не успело обменяться информацией (например, точки, лежащие в диаметрально противоположных направлениях на небе). Как же тогда они достигли одинаковых физических условий?

Обе эти проблемы (а есть и другие!) ставят в тупик стандартную космологию, но решаются в рамках инфляционной модели.

Теория инфляции активно развивается. Сейчас лучше всего соответствует наблюдательным данным теория хаотической или вечной инфляции, предложенная А. Линде. Согласно этой теории, Мультиленная считается заполненной особым видом материи — скалярным полем. Точнее говоря, это даже не «материя» в обычном понимании этого слова, а «энергия», так называемая темная энергия, о которой речь пойдет ниже. Она обладает предельно большой плотностью и релятивистским отрицательным давлением (или, что-то же самое, положительным натяжением). В различных частях Мультиленной происходят квантовые флуктуации этого скалярного поля, повышающие или понижающие его среднюю плотность.

Рассмотрим эволюцию одного такого домена Мультиленной с учетом растущих квантовых флуктуаций скалярного поля. За время порядка параметра Хаббла ранней Мультиленной объем рассматриваемого домена вырастет в e3 ≈ 20 раз, и он окажется разделенным на 20 отдельных «субдоменов», в которых дальнейшая эволюция будет протекать уже независимо. Примерно в половине таких субдоменов знак флуктуаций скалярного поля окажется равным знаку среднего изменения величины скалярного поля, и инфляция начнет уменьшаться. В оставшейся половине знак этих флуктуаций окажется противоположным знаку среднего изменения, и в этих субдоменах инфляция продолжится. В следующий интервал времени порядка параметра Хаббла объем каждого субдомена, в котором инфляция продолжается, опять вырастет примерно в 20 раз. Скалярное поле примерно в 10 из них уменьшится по абсолютной величине, что в нашем рассмотрении означает прекращение инфляции, а в оставшихся 10 областях будет на прежнем уровне или даже увеличится. И так далее… В моделях с параметрами, максимально согласованными с имеющимся набором наблюдательных данных, объем Мультиленной, в котором постоянно идет инфляция, окажется больше, чем объем, в котором инфляция уже закончилась. Таким образом, этот процесс будет продолжаться вечно, порождая все больше и больше не связанных друг с другом вселенных. Наша Вселенная — одна из этой россыпи миров.

В доменах, где эпоха инфляция завершилась, возникает горячая плазма, состоящая из элементарных частиц, и начинается эволюция вселенной по законам, открытым А. А. Фридманом. Горизонт частиц, или размер причинно­связанной области, быстро стремится к постоянной величине.

На стадии инфляции из квантовых флуктуаций скалярного поля рождаются возмущения плотности. Квантовые флуктуации, которые обычно проявляются только в микроскопических масштабах, в экспоненциально расширяющейся Вселенной быстро увеличивают свой размер и амплитуду и становятся космологически значимыми. Таким образом, можно сказать, что скопления галактик и сами галактики являются макроскопическими проявлениями квантовых флуктуаций. При этом формируется спектр возмущений плотности, называемый спектром Харрисона — Зельдовича, или масштабно­инвариантным спектром возмущений (термин «масштабно­инвариантный» означает, что соответствующая величина изменяется пропорционально росту линейных размеров расширяющейся Вселенной).

Рекомендуем по этой теме:
18473
Что такое мультивселенная?

Сразу после стадии инфляции в Мультиленной могут образовываться так называемые топологические дефекты пространства — нуль­мерные монополи, одномерные струны, двумерные доме́нные стенки и трехмерные текстуры. Образование таких структур связано с фазовыми переходами в вакууме. Мы не будем подробно останавливаться на этой теме, отметим только, что современные теоретические модели, в частности теория суперструн, с большой уверенностью предсказывают существование космических струн как наиболее вероятных из всех топологических дефектов; образование других топологических дефектов маловероятно.

Скалярное поле обладает большой плотностью потенциальной энергии, по современным оценкам она составляет 1078 г/см3. Состояние вещества с отрицательным давлением неустойчиво, так как его уравнение содержит моды с бесконечно возрастающими амплитудами. Это состояние должно перейти в обычное, с положительным или равным нулю давлением. Следовательно, инфляционная фаза развития вселенной довольно быстро кончается, после чего вся запасенная в скалярном поле потенциальная энергия выделяется при рождении частиц в виде их кинетической (тепловой) энергии.

Как мы уже говорили, скалярное поле не является материей в строгом смысле слова. Это «темная энергия», характеристика самого пространства. Представим себе некоего наблюдателя, следящего за инфляцией и дальнейшей эволюцией Вселенной как бы «со стороны», в сильно замедленном масштабе времени. На самом деле такого наблюдателя быть не может — ему просто негде разместиться, ибо не существует понятия «вне Мультиленной», она сама является «всем», задает и ограничивает пространство и время. Но если бы мы все же нашли для него место, он мог бы рассказать нам много интересного. Он увидел бы, как материя вдруг появилась «из ничего», но не в сингулярной точке, а в объеме некоторого шара, до которого в процессе инфляции успела раздуться Мультиленная.

Что было до эпохи инфляции — сказать трудно. Слишком много теоретических моделей существует на этот счет, и пока невозможно уверенно отдать предпочтение какой-либо одной. Можно только с определенностью сказать, что эта модель будет объединять в себе и квантовую физику, и теорию релятивистского гравитационного поля, подобно тому, как это делает теория суперструн, о которой речь пойдет дальше. Была ли действительно сингулярность как начало Большого взрыва? Правомочен ли вопрос о том, что было до Большого взрыва и что могло послужить его причиной? Для будущих исследований остается множество вопросов, впечатляющих своей фундаментальностью. Тем более, что современные физические теории уже начали уверенное наступление на эти рубежи. А пока только самому смелому воображению доступно представить себе сложнейшую топологию скрученного многомерного пространства зарождающейся Мультиленной!

Итак, после завершения инфляции в некоторых доменах Мультиленной появляется материя. А появившись, материя начинает развиваться по обычным законам Стандартной космологической модели А. А. Фридмана. Как эволюционирует материя дальше? Образуется высокотемпературная плазма, состоящая из элементарных частиц с энергией заведомо выше, чем 1 000 ГэВ. Ниже мы будем говорить об эволюции нашей части Мультиленной, нашей Вселенной.

Природа взаимодействий выше энергий 1 000 ГэВ до сих пор далека от полного понимания.

Здесь мы будем рассказывать о физических моделях, близких по идеям к теории великого объединения. Надо сразу сказать, что такой набор идей и моделей сейчас «вышел из моды». Многие физики говорят о более общей теории «всего на свете», теории суперструн. Рассматривается огромное количество многомерных моделей нашей Вселенной, как с маленькими, скрытыми (компактифицированными), так и с протяженными дополнительными измерениями (миры на бране). Другими словами, таких моделей ранней доинфляционной Вселенной много.

Хотя конкретные модели великого объединения, основанные на некоторых частных группах симметрий, и близкие к ним модели, скорее всего, не верны, многие идеи, разработанные лет 20 назад, содержат правильные и методологически важные элементы. В частности, они демонстрируют эффективный метод построения более полных теорий взаимодействий с помощью мощнейшего математического аппарата — теории групп. Среди существующих моделей взаимодействий есть такие, которые предсказывают появление тяжелых лептокварков — частиц, обладающих признаками лептонов и барионов. Считается, что они могут взаимодействовать между собой так, что не сохраняется барионное число, а это означает генерацию избытка вещества над антивеществом. Данную стадию эволюции Вселенной называют эпохой бариосинтеза. Ей соответствует энергия элементарных частиц E ≈ 1015 ГэВ (в терминах температуры это T ≈ 1028 K).

Барионный заряд материи нашей Вселенной может также генерироваться, когда температура плазмы падает до 10 ТэВ. Эта стадия называется стадией бариогенеза. Согласно моделям великого объединения, между этими двумя эпохами лежала так называемая «пустыня взаимодействий»: это значит, что ничего интересного с точки зрения физики в эту эпоху расширения Вселенной не происходило.

Экспериментальные данные о характере взаимодействий при энергии 1 ТэВ и выше практически полностью отсутствуют. Существующие теоретические модели указывают на возможность генерации избытка материи над антиматерией, хотя ни в одном эксперименте до сих пор не наблюдалось несохранения барионного числа.

Примерно при той же характерной энергии E ≈ 100 ГэВ происходит электрослабый фазовый переход. До этого момента электромагнитные взаимодействия и слабые взаимодействия с участием нейтрино являются единым электрослабым взаимодействием. После фазового перехода переносчики электрослабого взаимодействия, W­ и Z­бозоны, становятся массивными (т. е. приобретают массу покоя), и слабое взаимодействие становится «очень слабым» и короткодействующим, поскольку переносящие его бозоны обладают массой 100 ГэВ. В эту эпоху слабое и электромагнитное взаимодействия, прежде бывшие единым взаимодействием, расщепляются на обычное электромагнитное взаимодействие, основным квантом которого служит фотон, и слабое взаимодействие с участием нейтрино, основным квантом которого служит вион (т. е. бозоны W+, W— и Z0).

Позже, примерно при энергии 300 МэВ (T ≈ 1011 K), происходит конфайнмент кварков. Кварки — это элементарные частицы, из которых состоят протоны, нейтроны и некоторые другие частицы. В свободном состоянии в обычных условиях кварки существовать не могут. Это явление называется «невылетанием кварков», или конфайнментом. В свободном состоянии они могут существовать только в очень горячей плазме, температура которой (в энергетических единицах) превышает энергию покоя протона, т. е. T > 1011 K. В ранней Вселенной температура была значительно больше этой величины, поэтому протонов и нейтронов не было, а существовал так называемый «кварковый суп». В результате расширения пространства температура падает, кварки начинают соединяться, образуя протоны и нейтроны. Подробнее об элементарных частицах, их взаимодействиях, а также о связи элементарных частиц и космологии читатель может узнать из замечательной книги Л. Б. Окуня «Физика элементарных частиц» (М.: Наука, 1988).

Рекомендуем по этой теме:
12420
FAQ: Кварки

После эпохи образования протонов и нейтронов наибольший интерес представляет эпоха нуклеосинтеза, от 1 до 100 секунд с момента Большого взрыва. В этот период синтезируются легкие ядра с атомным весом менее 5, более тяжелые ядра синтезируются позже в звездах. Стадией нуклеосинтеза заканчивается эпоха ранней Вселенной. И весь этот насыщенный период ее эволюции укладывается всего лишь в первые 3 минуты с момента ее рождения. Именно поэтому знаменитая книга Стивена Вайнберга названа «Первые три минуты» (М., 1981).

Итак, история ранней Вселенной закончилась. Следующая эпоха, играющая важную роль в космологии, — эпоха доминирования темного вещества (оно же — скрытая масса). Природа его до сих пор неясна. В принципе возможны два вида темного вещества: HDM (Hot Dark Matter) — горячее темное вещество и CDM (Cold Dark Matter) — холодное темное вещество. Их различают по нескольким важным параметрам, но в основном по тому, что в космологических моделях с HDM получаются иные скорости галактик, чем в моделях с CDM. Различаются они также по минимальной массе объектов, которые первыми образуются во Вселенной. Говоря о HDM, чаще всего имеют в виду массивные нейтрино (т. е. нейтрино, обладающие ненулевой массой покоя), хотя носителями такой массы могут быть и другие частицы. В качестве CDM чаще всего называют гипотетические частицы аксионы.

В зависимости от вида темной материи и от параметров составляющих ее частиц эпоха доминирования темного вещества наступает при температуре около T ≈ 105 K. Динамика расширения Вселенной определяется в основном этим веществом, потому что его плотность значительно превышает суммарную плотность всех остальных компонентов Вселенной. Начиная с этого момента растут малые возмущения плотности темного вещества, которые к нашему времени увеличиваются настолько, что, захватив барионное вещество, становятся галактиками.

Далее наступает эпоха рекомбинации водорода. До этого во Вселенной существует горячая плазма, состоящая из частиц темной материи, протонов, электронов, фотонов и некоторого количества легких ядер. В процессе рекомбинации протоны и электроны объединяются, образуя водород — самый распространенный элемент во Вселенной. В эпоху рекомбинации Вселенная становится прозрачной. Дело в том, что в плазме свет не распространяется свободно. Фотоны сталкиваются с электронами и протонами, рассеиваются, меняют направление движения и частоту. Другими словами, они «забывают» ту информацию, которую несли до столкновения.

До рекомбинации вещество Вселенной было похоже на матовое стекло, сквозь которое не видны четкие картины.

Как говорят астрономы, оптическая толща вещества была большой. Роль мутного стекла играла плазма.

В эпоху рекомбинации плазма исчезает, и вещество становиться прозрачным. Этот момент называют моментом последнего рассеяния. Температура эпохи, при которой происходит рекомбинация водорода, очень хорошо известна из лабораторных измерений: она лежит в интервале от 4 500 до 3 000 K. В эпоху рекомбинации масштабный фактор Вселенной был примерно в тысячу раз меньше, чем сейчас, а количество фотонов в несколько миллиардов раз превышало число барионов. Впрочем, это и сейчас так: количество фотонов и барионов почти не изменилось с той эпохи. Со всех направлений на небе, сквозь прозрачное пространство Вселенной, к нам приходят те самые реликтовые фотоны. Точки пространства, из которых фотоны доходят до наблюдателя, образуют так называемую поверхность последнего рассеяния. Это единственный источник во Вселенной, внутри которого мы находимся. Таким образом, мы снова убеждаемся, что на небе не существует «единственной точки», соответствующей месту Большого взрыва. Свет реликтовых фотонов, идущих к нам со всех сторон, приходит из прошлого, с поверхности последнего рассеяния. Большой взрыв — именно там, в прошлом, которое окружает нас со всех сторон.

Фотоны, рассеянные последний раз на поверхности последнего рассеяния, доходят до наблюдателя, практически не взаимодействуя по пути с веществом. Эти фотоны и образуют реликтовое излучение. Оно обладает спектром абсолютно черного тела и к настоящему времени имеет температуру 2,73 K. Падение температуры от 3 000 K в эпоху последнего рассеяния до 3 K сегодня обусловлено тем, что с той эпохи размер Вселенной увеличился примерно в 1 000 раз; вместе с пространством «растянулись» и фотоны: длина их волны (λ) возросла в 1 000 раз, частота (ν) упала в 1 000 раз, поэтому энергия каждого фотона (E = hν = hc/λ) уменьшилась в 1 000 раз, соответственно снизилась и температура излучения. Но при этом все неравномерности распределения температуры по поверхности последнего рассеяния, если они были в ту эпоху, сохраняются в виде угловой неравномерности (анизотропии) распределения температуры реликтового излучения по небу. Наблюдая эти неравномерности, космологи судят о спектре первичных возмущений, об основных параметрах Вселенной и о физике ранней Вселенной.

Реликтовое излучение обладает уникальным свойством. Температура поверхности последнего рассеяния удивительно изотропна, с точностью в 0,001. Анизотропия реликтового излучения — разница температуры в разных направлениях на небе — равна примерно 3 мK. Она вызвана движением Земли вместе с Солнечной системой и всей нашей Галактикой сквозь реликтовое излучение — это так называемый кинетический член в анизотропии реликтового излучения, который отвечает за дипольную анизотропию: впереди, по ходу нашего движения, температура чуть-чуть выше, а сзади, против хода движения, — чуть-чуть ниже. Фактически это обычный эффект Доплера.

Помимо кинетического члена, в анизотропии есть и потенциальные члены, обязанные своим происхождением гравитационным полям очень большого масштаба, сравнимого с горизонтом частиц, то есть с расстоянием до поверхности последнего рассеяния. Ясно, что низшая мультипольная гармоника для этого гравитационного поля должна быть квадрупольной. Дипольной гармоники в гравитационном поле быть не может, поскольку она возникает только в тех полях, которые имеют заряды разных знаков. Гравитационное поле создается массами, имеющими одинаковый знак; степень его неоднородности характеризуется приливными силами, низшая гармоника в приливных силах — квадрупольная.

Анизотропию реликтового излучения вызывают три физических механизма. Первый из них — эффект Сакса — Вольфа, предсказанный еще в начале 1960­х гг. Он заключается в том, что фотоны, двигаясь в переменном гравитационном потенциале, либо приобретают, либо теряют энергию. Второй механизм — эффект Силка. Если на поверхности последнего рассеяния есть флуктуации плотности барионов, то они обязательно будут сопровождаться флуктуациями плотности фотонов. Поскольку энтропия плазмы (т. е. отношение числа барионов к числу фотонов) однородна по пространству, то флуктуации плотности вещества приводят к флуктуациям числа фотонов. Другими словами, где больше плотность, там и горячее. И, наконец, эффект Доплера. Вещество на поверхности последнего рассеяния может двигаться. Если на некоторой части этой поверхности оно движется к нам, то излучаемые им фотоны становятся более голубыми, если же движется от нас — то более красными. В наблюдениях это проявляется как флуктуации температуры излучения при переходе от одного направления на небе к другому.

Рекомендуем по этой теме:
6781
Реликтовое излучение

Почему изучение анизотропии реликтового излучения так важно? Дело в том, что неравномерность распределения вещества (эффект Силка), неравномерность движения поверхности последнего рассеяния (эффект Доплера) и неравномерность распределения гравитационных возмущений между поверхностью последнего рассеяния и наблюдателем (эффект Сакса — Вольфа) — все эти три эффекта обусловлены наличием слабых возмущений метрики (гравитационного поля). Возмущения, которые мы наблюдаем в виде картины переменной интенсивности реликтового излучения на небесной сфере, обязаны своим происхождением гравитационным возмущениям, порожденным в ранней Вселенной в эпоху, близкую к эпохе инфляции. Изучая анизотропию реликтового излучения, космологи получают возможность судить о физических процессах в ранней Вселенной, происходивших при энергиях, недоступных для изучения на современных ускорителях. Поэтому анизотропия реликтового излучения интересна не только космологам, но и физикам, исследующим фундаментальные процессы взаимодействия материи.

Существует еще один физический механизм, вызывающий анизотропию реликтового излучения. Это эффект Сюняева — Зельдовича. В отличие от трех упомянутых выше эффектов, он генерирует анизотропию не на поверхности последнего рассеяния, а на скоплениях галактик. Как известно, скопления галактик заполнены очень горячим и разреженным межгалактическим газом. Этот газ практически полностью ионизован. Реликтовые фотоны, проходя сквозь скопление галактик, частично рассеиваются на горячих электронах и меняют свою энергию. Это проявляется как флуктуация температуры излучения в направлении на скопление. Несмотря на то, что эффект Сюняева — Зельдовича не относится прямо к наблюдениям поверхности последнего рассеяния, он дает нам важный метод исследования процессов во Вселенной. Например, если в районе скопления квадрупольная гармоника анизотропии реликтового излучения не равна нулю, то наблюдатель будет видеть поляризацию реликтового излучения, вызванную его рассеянием на свободных электронах этого скопления. Таким образом, мы получаем возможность наблюдать распределение квадрупольной гармоники по пространству — уникальный инструмент для изучения топологии Вселенной.

В промежутке между эпохой рекомбинации и нашим временем лежит еще одна важная эпоха — образование крупномасштабной структуры Вселенной, формирование галактик и других объектов. Начало этой эпохи условно соответствует температуре T ≈ 30 K.

В 1998 г. астрономы сделали еще одно чрезвычайно важное космологическое открытие: была измерена новая кинематическая величина — производная скорости расширения Вселенной.

Измерить эту величину позволили все те же сверхновые звезды SN Ia. Производная скорости расширения оказалась положительной: Вселенная расширяется ускоренно. Такого результата космологи не ожидали. Дело в том, что различные космические объекты (галактики, скопления галактик, межгалактическое вещество) притягиваются друг к другу. Взаимное гравитационное притяжение обычной материи приводит к тому, что галактики должны разбегаться с замедлением, но они разбегаются с ускорением. По меркам космологии эпоха ускоренного расширения началась недавно, примерно 5 млрд лет назад.

Открытие ускоренного разбегания галактик поставило перед физикой нелегкую проблему. На возможность ее решения существуют, как минимум, две альтернативные точки зрения. Первая заключается в том, что астрономы открыли новый вид материи, обладающий свойством антигравитации. Исследовать такую материю в лаборатории невозможно — как уже говорилось, она неустойчива. Изучать ее свойства можно только по космологическим проявлениям. Второе объяснение заключается в том, что вне наблюдаемой нами части мира существуют некоторые силы, вызывающие ускоренное расширение нашей Вселенной. В частности, закон всемирного тяготения может быть сложнее, чем мы думали. Гравитационная сила двух пробных частиц может содержать два слагаемых: первое — хорошо известная ньютонова гравитационная сила, а второе — произведение новой фундаментальной константы, лямбда­члена, на расстояние между частицами.

Таковы основные эпохи развития нашей Вселенной, которые изучает космология. Более подробно эти вопросы изложены в книгах: Долгов А. Д., Зельдович Я. Б., Сажин М. В. Космология ранней Вселенной. М., 1988; Сажин М. В. Современная космология в популярном изложении. М., 2002.

Три вида материи во Вселенной

Мы привыкли к разнообразию материи вокруг нас. Однако с точки зрения физики все вещество, с которым человек имеет дело в повседневной жизни, состоит из трех типов стабильных частиц: барионов, лептонов и фотонов. С точки зрения космологии, это один из видов материи — видимая материя, то есть вещество, которое «видно» в телескопы и которое можно исследовать в земных лабораториях. По мере развития астрономии и космологии стало понятно, что известными типами видимой материи разнообразие вещества не ограничивается. В 1930­е гг. специалисты по внегалактической астрономии открыли новый вид материи — темную материю. Это название вначале просто означало, что ее не видно в телескопы. Заметить присутствие такой материи до сих пор удается только по ее гравитационному влиянию на обычное, наблюдаемое вещество и излучение. Наконец, в конце XX в. астрономы заметили существование еще одного вида материи, который сейчас называют квинтэссенцией. Если обычная материя исследуется физиками несколько столетий, то темная материя и квинтэссенция представляют собой новые, неизвестные виды материи. Это два принципиально разных вида материи. Если темную материю в будущем, вполне вероятно, можно будет исследовать в лабораторных условиях, то для квинтэссенции это пока принципиально невозможно.

Понятие «обычная материя» не имеет строгого определения, скорее его понимают интуитивно. Так космологи называют вещество, которое остается стабильным или квазистабильным на космологических промежутках времени и участвует в электромагнитных взаимодействиях. Все наше восприятие внешнего мира осуществляется через взаимодействия. В основе тактильных, слуховых, зрительных ощущений лежат электромагнитные явления. Электромагнетизм — одно из самых сильных взаимодействий в нашем мире. Мы не можем непосредственно ощущать сильные или слабые ядерные взаимодействия. Явление радиоактивности хотя и не ощущается непосредственно, приносит явно видимые ощущения, если излучение действует на организм человека в течение некоторого времени. Слабое взаимодействие может детектироваться только специальными физическими приборами. Наконец, есть еще одно взаимодействие; оно самое слабое, но одновременно и самое универсальное. Это гравитация — «сила, что движет мирами». Возможно, существуют и другие взаимодействия, сейчас неизвестные физикам, поскольку нет приборов, которые могут их детектировать.

Рекомендуем по этой теме:
13609
FAQ: Темная материя

Другой тип материи, который участвует в гравитационном взаимодействии, или, быть может, в слабых взаимодействиях, или еще в нескольких, сегодня не известных взаимодействиях, называется темной материей. В частности, некоторое время назад в качестве наиболее реального кандидата на роль темной материи выступали хорошо известные частицы — нейтрино. Сейчас на эту роль претендуют только гипотетические стабильные или квазистабильные частицы.

Впервые существование темной материи астрономы заподозрили при изучении движения звезд нашей Галактики, а также по вращению других галактик. Позже ее существование было подтверждено наблюдениями скоростей отдельных галактик в скоплениях, а также по температуре горячего газа в скоплениях галактик. Доля обычной светящейся материи (звезд, газа и пыли) в общей массе нашей Вселенной составляет менее 1% от общей массы. Проявления невидимой материи впервые наблюдали в нашей Галактике — Млечном Пути. В ней свыше 100 млрд звезд, а также межзвездные газ и пыль. Они образуют плоскую подсистему Галактики, или ее дисковую составляющую. Размер этого диска в поперечнике — около 30 кпк, а толщина в центральной части — около 3 кпк. Солнце находится примерно в 8 кпк от центра Галактики. Форму Галактики астрономы определили, исследовав распределение в пространстве звезд, то есть так называемой светящейся, «обычной» материи. Естественно было ожидать, что пространственное распределение гравитационного поля будет следовать распределению звезд. Но это оказалось не так. Для объяснения этого факта необходимо было либо модифицировать закон всемирного тяготения, либо предположить наличие темной материи, которая не видна в телескопы. Оговоримся сразу, что все современные данные свидетельствуют в пользу темной материи. Закон всемирного тяготения остается справедливым и для пространственных масштабов порядка размеров галактики, и для больших масштабов, сравнимых с размером наблюдаемой части Вселенной.

Невидимая материя существует не только в галактиках, но и в скоплениях галактик. Оценить ее количество в скоплении галактик можно несколькими способами. Один из них — вычисление полной гравитационной массы скопления на основе скоростей движения отдельных его галактик. Второй — по температуре межгалактического газа, заполняющего скопление. Третий способ — оценка полной массы скопления по эффекту гравитационного линзирования (отклонения лучей света, проходящих вблизи массивных объектов). Обычно все три метода дают одинаковый результат. В нашей галактике астрономы выявили часть невидимой материи по эффекту гравитационного микролинзирования на звездах (см. Сажин М. В. Открытие микролинзирования в гало нашей Галактики // Природа. 1994. № 11. С. 17; Черепащук А. М. Гравитационное микролинзирование и проблема скрытой массы // Современное естествознание: Энцикл. М., 2000. Т. 4. С. 240). Природа темной материи до сих пор неизвестна. Большинство исследователей предполагает, что это стабильные элементарные частицы, обладающие массой и, следовательно, участвующие в гравитационном взаимодействии.

Теперь поговорим о последнем, третьем типе материи, существование которого в нашей Вселенной широко обсуждается космологами, физиками и астрономами; мы о нем уже упоминали. Большинство космологов называют этот гипотетический тип материи «квинтэссенцией», но иногда его называют «темной энергией», подчеркивая совершенно особый статус этой сущности.

Строго говоря, темная энергия не является материей — это свойство самого пространства.

Микроскопические свойства квинтэссенции пока изучать невозможно, но об усредненных на космологических масштабах характеристиках этого вида материи астрономы уже могут сказать довольно много.

Если остальные два типа материи на малых масштабах распределены неоднородно (галактики, их скопления), то квинтэссенция по своей природе является практически идеально однородной. Плотность квинтэссенции rq ≈ 7 • 10−30 г/см3. Как и вещество, она обладает натяжением. Но если в обычном веществе натяжение появляется, как правило, в виде реакции на внешнюю силу и является анизотропным (например, в резине натяжения появляются только при растяжении, и в основном — в направлении растяжения), то в квинтэссенции натяжение существует всегда и является паскалевым, то есть изотропным. Кроме того, это натяжение релятивистское: отношение натяжения к плотности энергии имеет значение порядка 1. В обычной лабораторной физике известен только один тип вещества, имеющего релятивистское давление (натяжение и давление в космологии — фактически одинаковые физические величины, различающиеся только знаком). Это релятивистский газ. Примером служит газ, состоящий из фотонов. Отношение натяжения (или давления) к плотности называют «уравнением состояния»; это один из важнейших космологических параметров, характеризующих квинтэссенцию. Надо сказать, что измерен этот параметр пока еще не очень точно. В частности, допускается отношение больше 1. В веществе с таким уравнением состояния могут нарушаться некоторые физические принципы и законы. Но детально обсуждать это предположение мы пока не будем.

Главным свойством квинтэссенции является антигравитация. Предельно большое релятивистское натяжение дает отрицательный вклад в полную массу, причем этот вклад больше, чем вклад массы покоя квинтэссенции. Поэтому ее полная гравитационная масса становится отрицательной! Как следствие, появляется гравитационное отталкивание вместо притяжения. Именно это свойство квинтэссенции и вызывает ускоренное расширение Вселенной. Существование такого вида материи космологи теоретически предположили при изучении периода инфляции в ранней Вселенной. Теперь возможность этого доказана наблюдательно.

В древности человек думал, что Земля — центр Вселенной, но наблюдения показали, что это не так. Долгое время человек считал, что Вселенная состоит из той же материи, к которой он привык в повседневной жизни, но и это оказалось неверным. Какие еще сюрпризы ожидают нас в будущем? Видимая, «обычная», материя составляет несколько процентов от всей массы нашей Вселенной; темная материя — примерно 27%, а квинтэссенция — 68%. Удивительно, что той материи, к которой человек привык и которую изучал в течение нескольких тысячелетий, во Вселенной принадлежит ничтожная доля, но это уже твердо установлено.

В заключение поговорим о самых современных представлениях о ранней доинфляционной Вселенной, и даже приведем некоторые соображения о возникновении Вселенной, точнее, Мультиленной в целом.

Космология и теория суперструн

Согласно последним данным спутника WMAP, позволившим определить значения всех основных космологических параметров, наша Вселенная в среднем трехмерно­плоская. Говоря «в среднем», мы имеем в виду ее глобальную структуру, без учета локальных искривлений метрики пространства­времени вблизи массивных объектов — звезд, галактик, скоплений и сверхскоплений галактик.

До эпохи инфляции геометрия Вселенной не была трехмерно­плоской. Если обратить во времени процесс эволюции Вселенной, то можно сказать, что с уменьшением ее размера величина трехмерной кривизны увеличивается. Но гораздо более интересная особенность очень ранней Вселенной — ее многомерность, предсказанная теорией суперструн. Согласно этой теории, ранняя Вселенная характеризовалась большим количеством дополнительных измерений сложной структуры, которые эволюционировали вместе со Вселенной и сейчас могут представляться как в виде свернутых компактных микроскопических многообразий, так и в виде протяженных. Долгие совместные усилия математиков и физиков­теоретиков породили одну из красивейших теорий мироздания, объединившую квантово­полевой подход с теорией гравитации Эйнштейна и претендующую на роль единой теории всех известных физических взаимодействий. Это теория суперструн или ее современное обобщение — М-­теория.

Рекомендуем по этой теме:
730
Вопросы теории суперструн

В теории суперструн все элементарные частицы, в том числе и переносчик гравитационного взаимодействия, гравитон, являются различными типами колебаний некоторого нового одномерного пространственного объекта — струны. Частота колебаний определяет тип частицы и ее энергию. Типичный продольный размер струны очень мал — порядка планковской длины (10–33 см). При малых энергиях струна неотличима от точечной частицы. Теория суперструн начинает проявлять себя только при сверхвысоких энергиях, существовавших в ранней Вселенной. Для ее непротиворечивого описания требуется 9 пространственных измерений и одно временне. Эти дополнительные измерения равноправно существуют в ранней доинфляционной Вселенной, а потом, по мере остывания и расширения Вселенной, свертываются (компактифицируются), оставляя только три пространственных и одно временное. Таким образом, общая теория относительности Эйнштейна оказывается низкоэнергетическим приближением теории суперструн.

M­теория для своего непротиворечивого математического описания требует уже 11 измерений. Она является обобщением теории суперструн в том смысле, что помимо самих струн (одномерных объектов) содержит и элементы более высоких размерностей — поверхности (p­браны) и трехмерные структуры. М­-теория сейчас проходит этап становления.

Теория суперструн, как и любая другая физическая теория, требует для своего подтверждения наблюдательных и экспериментальных данных. Но мы, очевидно, можем оперировать только четырьмя измерениями. Так как мы не наблюдаем проявлений дополнительных измерений, они должны быть очень малыми, как в случае моделей с компактификацией (модели Калуцы — Клейна). Малый радиус дополнительных измерений означает, что они должны проявлять себя только при сверхвысоких энергиях, какие реализовывались в ранней Вселенной. Не исключено, что существуют и протяженные дополнительные измерения, с которыми наша четырехмерная Вселенная может взаимодействовать гравитационно или обмениваться какими-либо гипотетическими частицами. В случае Калуцы — Клейна дополнительные измерения формируются в виде многообразий М. Знание топологии таких многообразий дало бы нам сведения о геометрической структуре пространства­времени очень ранней доинфляционной Вселенной, когда ее топология яростно кипела и бурлила, когда сменялись фазовые состояния пространства, подобно тому, как возникают пузыри новой, газообразной фазы в кипящей смоле. Но кипящая смола — это вещество, а в ранней Вселенной кипело само пространство; тогда никакой материи еще не было, она родилась позже, из энергии, вырвавшейся из этой скрученной сложнейшей геометрии пространства.

Какова же допустимая теорией структура многообразия М?

Решениями уравнений движения теории суперструн являются так называемые многообразия Калаби — Яу. В простейшем случае они представляют собой торы.

Согласно последним теоретическим исследованиям, многообразий Калаби — Яу очень много, и это связано с тем, что, во-первых, конфигурация 6 дополнительных измерений может быть различной, во-вторых, для каждого измерения существуют непрерывные семейства указанных многообразий с непрерывно меняющимися объемами и формой. Поля, соответствующие многообразиям Калаби — Яу в четырехмерном пространстве­времени, являются безмассовыми (это так называемые поля­модули). Они могут взаимодействовать между собой и с другими полями, что приводило бы к появлению ненаблюдаемых эффектов в наших четырех измерениях, таких как зависимость констант связи от времени, появлению «пятой силы». Поля­модули оказалось возможно зафиксировать, отбросив физически нереализуемые решения, исходя из последних данных по ускоренному расширению Вселенной.

Но возникла проблема «космологической постоянной». Ее величина соответствует минимальному значению потенциала четырехмерного эффективного струнного действия — четырехмерной вакуумной энергии. Это действие зависит от многообразий высших размерностей. Таким образом, энергия дополнительных измерений может объяснить значение современной «космологической постоянной». Проблема же состоит в следующем: поскольку пространство дополнительных измерений имеет множество различных конфигураций (многообразий Калаби — Яу), то значений струнного вакуума многомерного потенциала может быть много. В космологии, основанной на теории суперструн, множество возможных вакуумов называется ландшафтом. Каждый из таких вакуумов соответствует нарушенной симметрии. Это нарушение происходило по-своему в каждом домене Мультиленной в результате ее расширения и остывания.

Теория суперструн и М­-теория пытаются объяснить теорию инфляции и показать, каким образом образовывались причинно­несвязанные друг с другом домены Мультиленной. Теоретическая физика пытается дать ответ на самый сложный вопрос — «почему?» Почему в ранней Мультиленной была эпоха инфляции?

Симметрия теории суперструн нарушилась, породив множество стабильных (и квазистабильных) состояний, каждому из которых соответствует самостоятельно эволюционирующий домен Мультиленной. Каждая такая вселенная соответствует различным устойчивым вакуумным состояниям. Типичный минимум потенциала в теории суперструн — это величина, пропорциональная четвертой степени энергии струны, то есть порядка планковской массы. Эта величина отличается от наблюдаемой (Λ­член) на 120 порядков! Но, поскольку набор энергий вакуума есть величина, распределенная случайным образом, из этого набора можно подобрать величину космологической постоянной, соответствующую реальным данным. Остается вопрос, почему именно этот минимум из множества возможных реализовался в нашей Вселенной. Ответ может дать, например, антропный принцип. Таким образом, теория суперструн предоставляет нам целый набор моделей ранней Вселенной. Выбор реальной модели обусловлен нашим умением работать в четырехмерном пространстве­времени вместо 10­ или даже 11­мерного, умением правильно объяснить структуры дополнительных измерений. Теория суперструн и М-­теория пытаются дать ответ и на вопрос о происхождении самой Мультиленной. Так, это могло произойти в результате столкновения двух многомерных поверхностей. Каждая из них обладала сложной фрактальной структурой, и их взаимодействие положило начало образованию целого семейства вселенных.

Рекомендуем по этой теме:
13687
FAQ: D-браны и М-теория

Как видим, современная космология базируется на достижениях астрономии, теоретической физики, физики элементарных частиц, физики сверхвысоких энергий и пользуется сложнейшим математическим аппаратом, стимулируя при этом их собственное развитие. И список привлекаемых дисциплин постоянно растет. Ведь для того, чтобы понять, как образовалась наша Вселенная, необходимо объединение различных подходов естествознания. Предстоит еще долгий путь, но какие захватывающие перспективы открываются перед исследователями!