Наша астрономическая эпоха важна для всех: об этом говорят, об этом показывают фильмы, об этом говорит вся наша жизнь. Но что самое важное в астрономии, мы сказать не можем, потому что сколько астрономов, столько и мнений. В мире работает около десяти тысяч астрономов, из них порядка тысячи занимаются вопросами, связанными с космологией. Любопытно, что между разными астрономами нет согласия, они показывают различные данные. Что это за данные и какие наблюдательные тесты существуют?

С самого начала для космологии важен поиск ответа на вопрос, почему небо ночью черное. Для школьника ответ очевиден: небо черное, потому что там нет звезд; если бы небо было забито звездами, оно не было бы черным. Этот парадокс связан с тем, что, если мы заходим в лес, везде взгляд упирается в дерево, значит, с любой точки к нам придет фотон, но с неба фотон не приходит. Первый же тест на то, как устроена Вселенная, показал, что в нем что-то не так. Небо черное потому, что там нет звезд, и это ответ на вопрос. То есть звезды были не всегда, либо есть области, которые удаляются от нас быстрее скорости света, или мы удаляемся от этих областей быстрее скорости света, а оттуда фотоны до нас никогда не дойдут. Это тест на три основных параметра Вселенной, свойства Вселенной. Первое свойство — это однородность Вселенной, второе — изотропность, третье — эволюция Вселенной.

Современная космология началась с наблюдений Хаббла, решения уравнения Эйнштейна Фридманом и Леметром, когда теоретически было показано, что Вселенная должна расширяться, когда наблюдательно было показано, что Вселенная расширяется. Сразу стало интересно, а как она расширяется и почему это происходит. Авторами первых работ были и Ричард Толмен, и Эдвин Хаббл, и Аллан Сэндидж. Различные тесты для проверки давали разные результаты, но в целом стало понятно, что Вселенная однородна, изотропна в одних масштабах и неоднородна и неизотропна в других. Нужно было проверить, как она неизотропна и почему.

Рекомендуем по этой теме:
30993
Главы: Современная космология

Первые тесты назывались «стандартная свеча» и «стандартная линейка». «Стандартная свеча» воспринимается достаточно просто. Представим, что у нас есть лампочка 100 ватт. Мы ее относим на 100 метров, и она тускнеет как квадрат расстояния до этой лампочки. Если мы знаем ее яркость и как она тускнеет, мы можем, относя лампочку все дальше и дальше, измерить расстояние до нее. Если при этом со Вселенной что-то происходит — она расширяется или сужается, — скорость ее расширения меняется или становится отрицательной, и светимость лампочки на разных расстояниях это покажет.

Тест «стандартная линейка» сложнее. Представим, что у нас есть линейка и мы знаем ее длину. Мы относим эту линейку на некоторое расстояние, точно так же как лампочку, и можем измерять угловой размер. Мы знаем реальную длину, угловой размер, дальше решаем треугольник и узнаем расстояние до линейки. Проблема состоит в стандартном размере «линейки». В качестве «лампочки» можно использовать много различных объектов. Это и цефеиды — звезды, у которых яркость зависит от периода изменения блеска. Это сверхновые типа 1А, классический тест, с помощью которого было открыто ускоренное расширение Вселенной и темная энергия. То есть сам факт ускоренного расширения Вселенной, которое объясняется действием темной энергии и активно используется в последних измерениях для разных целей.

С «линейкой» сложнее, потому что мы должны придумать, что можно использовать в качестве нее. Есть набор тестов, которые выдаются или описываются как линейка. Два из них связаны с радиогалактиками. Представим, что сверхмассивная черная дыра выросла достаточно быстро. Она набрала миллиард масс Солнца за первый миллиард лет. Значит, она имеет стандартный размер, потому что размер любой черной дыры связан с ее массой. У нее есть фиксированный размер, значит, если на нее будет падать вещество, получится аккреционный диск фиксированного размера. А раз так, нужно измерить размер аккреционного диска и, если мы знаем размер этого объекта, знаем его красное смещение, построить эту зависимость.

Красное смещение — это сдвиг спектра в красную сторону, когда объект от нас удаляется, и сдвиг спектра в синюю сторону, когда он к нам приближается. Так как Вселенная расширяется, все объекты от нас удаляются не за счет собственных скоростей, а за счет расширения Вселенной, поэтому в спектре происходит сдвиг в красную сторону, и это называется красным смещением. Астрономы любят красное смещение, потому что это сразу говорит и о расстоянии до объекта, и о возрасте Вселенной. Это связанные объекты, потому что мы можем обратить время. Зависимость размера аккреционного диска от красного смещения позволяет нам построить зависимость расширяющейся Вселенной и соответствующим образом определить модель, то есть описать эволюцию, и сравнить.

В этом тесте не все так просто с двумя компонентами. Во-первых, аккреционный диск может быть разного размера от того, сколько падает газа. Во-вторых, мы не знаем, что мы видим в радиодиапазоне. Считалось, что мы видим ядро активной галактики, а когда начали работать радиоинтерферометры со сверхдлинными базами, например «Радиоастрон», оказалось, что мы видим не ядро, а плазменные образования, которые выбрасываются вдоль джета. То есть мы измеряем переменную компоненту, думая, что она является ядром, а это переменная часть.

Возникает вопрос: можно ли это использовать как стандартный тест? Тем не менее работы продолжаются, и даже выбрасываемую компоненту мы все равно можем использовать для оценки непротиворечивости размера ядер галактик современным космологическим представлениям. Такие работы ведутся, они достаточно хорошо подтверждают современную модель, космологическую модель Лямбда-CDM. Лямбда — темная энергия, CDM — это cold dark matter, холодная темная материя, которая описывает разнообразные свойства нашей Вселенной в рамках доминирования темной энергии и темной материи.

Есть и другая возможность использовать тест «стандартная линейка». Предположим, у нас загорелся радиоисточник. Начнем расширять Вселенную, и струя так же будет расширяться. Но она не соответствует расширению Вселенной, потому что находится в скоплении галактик, а скопление галактик сопротивляется расширению, удерживается собственной гравитацией. За время существования Вселенной струя могла разлететься на расстояние, которое обеспечила бы среда внутри этого скопления. То есть мы можем в среднем посчитать, какой должна быть длина такого объекта с учетом проекции на сферу. Струи могут бить в разные стороны, и в средней оценке нужно учитывать еще проекцию. То есть для среднего объекта популяции на заданном красном смещении были сделаны оценки, которые показали, что и эти модели не противоречат стандартной космологической модели Лямбда-CDM.

Есть еще один тест, связанный с возрастом. Понятно, что, если мы живем во Вселенной, ничего внутри Вселенной не может быть старше нее. Поэтому многие астрономы, например, ищут звезды, которые могли бы быть старше Вселенной. Человек, который найдет такую звезду, сможет опровергнуть все модели, все построения. Тысячи космологов прожили жизнь напрасно, если будет найдена такая звезда и будет сказано, что они все делали не так. Пока таких звезд найдено не было, все удалось объяснить в рамках существующей модели. Стандартная оценка возраста — это термоядерная реакция внутри звезд: как нарождается вещество, как появляется химический состав. По химическому составу мы можем оценить возраст, а по самым старым галактикам — оценить возраст Вселенной как огибающую.

Другой интересный тест — это подсчеты источников, которые показывают, сколько источников с заданной интенсивностью или заданной плотностью потока мы наблюдаем на красном смещении. Подсчитывают обычно число источников от плотности потока. Берутся логарифмы, поэтому соответствующие подсчеты называются logN-logS: логарифм числа — логарифм плотности потока. Построение этих кривых было популярно в 1960–1970-е годы. Но сразу было показано, что и радиоисточники, и сама Вселенная эволюционируют, то есть Вселенная нестационарна.

Из последних тестов следует, что есть абсорбционные линии квазаров, по которым удается восстановить крупномасштабную структуру. Свет от квазаров проходит через филаменты — области, которые соединяют скопления галактик, — и через войды, пустоты. По положению абсорбционных линий, линий поглощения водорода, можно восстановить расположение филаментов, их массу и проследить распределение вещества, построить эволюцию вещества в различные эпохи. Используются корреляционные функции — это особые функции, с помощью которых удается подсчитывать пары между галактиками или их скоплениями и смотреть, каких масштабов больше всего.

Таким образом были обнаружены масштабы барионных осцилляций — те самые барионные осцилляции, из которых образовались скопления галактик. Осцилляции — это образование объектов с увеличенной плотностью из частиц, их разрыв, новое образование. Такое происходило в самые ранние эпохи Вселенной. Какие-то масштабы оказались выделенными, их больше всего.

Самый сильный из существующих тестов — угловой спектр мощности. Это особая кривая, которая показывает, сколько энергии к нам приходит с неба в заданном масштабе. Если мы меняем масштаб, у нас меняется количество энергии. Пространственная частота — это величина, обратная масштабу. Если мы этот тест или построение этой кривой применяем к реликтовому излучению, мы сразу можем сказать, какие масштабы на небе оказываются выделенными. По наклону этого спектра мы можем сказать, с какой скоростью росли неоднородности, ставшие скоплениями галактик. Мы можем сказать, сколько видимой материи, сколько темной материи. Мы можем сказать, сколько темной энергии в процентном соотношении, то есть как быстро расширяется Вселенная. Мы можем сказать, как росли неоднородности относительно друг друга и когда образовались первые звезды. Спектр мощности является самым сильным тестом на сегодня, поэтому это понятие — стандартный спектр мощности — было введено в работах космической миссии «Планк».

«Стандартная свеча», «стандартная линейка», «стандартные часы» — это стандартные подсчеты радиоисточника. А стандартный спектр мощности единственным образом описывает модель Вселенной, в которой мы живем.