Главная страница
qrcode

Альманах - Космос. C I e n t I f I c a m e r I c a n the в мире науkи moscow 2006 в мирен ау к ик осмос альманахраздел 1 Вселенная Раздел 2 Галактики Раздел 3 Звезды Раздел 4 Планеты москва редакция журнала в мире науки представляет читателям сборник статей


Скачать 11.93 Mb.
НазваниеC I e n t I f I c a m e r I c a n the в мире науkи moscow 2006 в мирен ау к ик осмос альманахраздел 1 Вселенная Раздел 2 Галактики Раздел 3 Звезды Раздел 4 Планеты москва редакция журнала в мире науки представляет читателям сборник статей
АнкорАльманах - Космос.pdf
Дата14.12.2017
Размер11.93 Mb.
Формат файлаpdf
Имя файлаAlmanakh_-_Kosmos.pdf
оригинальный pdf просмотр
ТипСборник статей
#51569
страница8 из 36
Каталогid50384802

С этим файлом связано 45 файл(ов). Среди них: и ещё 35 файл(а).
Показать все связанные файлы
1   ...   4   5   6   7   8   9   10   11   ...   36
ПЕРВЫЙ ПИК
Гравитация и звуковое движение действуют совместно
ВТОРОЙ ПИК
Гравитация противодействует звуковому движению
Сгущение темного вещества
Гравитационное притяжение
Гравитационное притяжение
Фотон
Барион
Барион
Фотон
Звуковое движение
ИНФЛЯЦИЯ
ИНФЛЯЦИЯ
СЕРЕДИНА
РЕКОМБИНАЦИЯ
РЕКОМБИНАЦИЯ
Звуковое движение
Температура реликтового излучения
Сгущение темного вещества
В МЕНЬШИХ МАСШТАБАХ гравитационные силы и акустическое давление иногда действовали в противоположных направлениях. Сгустки темного вещества, соответствующие второму пику в энергетическом спектре, максимизиро*
вали температуру во впадинах задолго до рекомбинации.
После этого давление газа выталкивало барионы и фотоны из впадин (синие стрелки, а гравитационные силы стремились затянуть их обратно белые стрелки. Такое противоборство уменьшало различие температур, что объясняет меньшую высоту второго пика спектра по сравнению с первым
Гравитация удерживает планеты на их орбитах и связывает между собой галактики в огромные скопления. Начиная со времен Ньютона и до концах гг. отличительной чертой гравитации считалось притяжение. И хотя общая теория относительности Эйнштейна допускает, что силы гравитации могут быть отталкивающими, большинство физиков считало это лишь теоретически возможным. До недавнего времени и астрономы были убеждены, что гравитация лишь замедляет расширение Вселенной.
В 1998 г. ученые обнаружили отталкивающие силы гравитации. Исследуя далекие сверхновые,
они заметили, что их свечение слабее ожидавшегося. Наиболее вероятным объяснением было то,
что свет от сверхновых, взорвавшихся миллиарды лет назад, прошел расстояние большее, чем предсказывали теоретики, а значит – расширение Вселенной не замедляется, а ускоряется. Такое представление настолько кардинально меняло традиционные представления, что некоторые астрономы попытались объяснить меньшую яркость сверхновых какими(то иными причинами, например, поглощением света межгалактической пылью. В последние годы наблюдения еще более далеких сверхновых подтвердили новую гипотезу.
Однако всегда ли расширение Вселенной шло с ускорением или оно возникло сравнительно недавно, около 5 млрд. лет назад?
Если бы выяснилось, что расширение ускорялось с самого начала, ученым пришлось бы пересмотреть представления об эволюции Вселенной.
Если же, как полагают космологи, ускорение началось лишь недавно, то, установив, когда галактики начали набирать скорость, ученые смогли бы понять причину перехода от замедления к ускорению и предсказать судьбу Вселенной.
Битва титанов лет назад американский астроном Эдвин
Хаббл (Edwin Hubble) открыл расширение Вселенной, обнаружив, что далекие галактики удаляются от нас быстрее, чем близкие скорость удаления галактики равна расстоянию до нее, умноженному на некий коэффициент, названный постоянной Хаббла. В контексте общей теории относительности Эйнштейна закон Хаббла отражает однородное расширение пространства или увеличение размеров Вселенной.
В теории Эйнштейна представление о гравитации как силе взаимного притяжения справедливо для всех известных форм вещества и энергии. Поэтому из общей теории относительности следует,
что расширение Вселенной должно замедляться тем быстрее, чем выше плотность вещества и энергии в ней. Однако теория допускает существование форм энергии с необычными свойствами, при которых гравитация становится силой взаимного отталкивания. То, что расширение
Вселенной не замедляется, а ускоряется, доказывает, что такая форма энергии существует. Ее назвали темной энергией.
Характер расширения Вселенной определяется борьбой двух титанических сил гравитационного притяжения и гравитационного отталкивания.
Что победит в этом противоборстве, определяется соотношением плотностей сил притяжения вещества и сил отталкивания темной энергии. По мере расширения Вселенной плотность вещества в ней уменьшается, поскольку увеличивается объем пространства. Хотя о темной энергии известно мало, предполагают, что с расширением Вселенной ее плотность меняется незначительно.
Космологи считают, что расширение Вселенной не всегда ускорялось. В соответствии с космологической теорией, галактики, их скопления и более крупные структуры возникли из малых неоднородностей плотности вещества в молодой Вселенной,
выявленных при наблюдении реликтового излучения. Более сильное гравитационное притяжение Альманах КОСМОС известной поляризацией. Казалось бы, КМФ не может быть поляризован, поскольку рассеяние фотонов в первичной плазме должно было привести к случайному распределению их ориентаций.
Но в малых масштабах фотоны испытывают сравнительно немного соударений и сохраняют свою ориентацию, выражающуюся в поляризации КМФ. Ее удалось измерить интерферометром (Degree Angular Scale Interferometer) на антарктической станции Амундсен–Скотт, а позднее и космическим аппаратом WMAP. Последний обнаружил также крупномасштабную поляризацию, обусловленную рассеянием фотонов после рекомбинации см. рис. стр. 47).
В(третьих, темная энергия ускоряет расширение Вселенной, за счет чего уменьшается глубина гравитационных потенциальных ям в местах галактических скоплений. Фотоны, пролетающие через такие области, получают энергетическую подпитку при падении в потенциальную яму. Выбираясь, они теряют меньше энергии, чем приобрели, поскольку глубина ямы к этому моменту оказывается меньше. Описанное явление, названное интегральным эффектом Сакса–Вольфа,
привело к возникновению крупномасштабных вариаций температуры КМФ. Сопоставление результатов наблюдений крупных галактических структур сданными, полученными от WMAP, подтверждает эту гипотезу. Оценка количества темной энергии, необходимой для появления обширных температурных отклонений, совпадает со значениями, полученными при анализе энергетического спектра КМФ и взрывов далеких сверхновых. Еще не вечер

Реликтовое излучение несет в себе важную информацию о самых первых моментах после Большого взрыва. Результаты исследования КМФ заметно укрепили позицию самых простых моделей инфляции, согласно которым амплитуды начальных флуктуаций плотности были одинаковыми во всех масштабах. Однако если дальнейшие измерения покажут, что это было не так, то придется привлечь более сложные гипотезы и даже совершенно иные парадигмы.
Чтобы больше узнать о физике инфляции,
нужно определить, при каких энергиях она происходила. Когда Вселенная была горячее 10 15
К,
слабые ядерные и электромагнитные силы представляли собой разные аспекты одного итого же электрослабого взаимодействия. Если инфляция происходила при таких температурах, значит,
инфлатон как(то связан с унификацией электро(
слабых сил. Однако она могла протекать при гораздо более высокой температуре, когда электро(
слабое взаимодействие смешивалось с сильным ядерным. В таком случае инфляция скорее всего имеет отношение к великому объединению фундаментальных сил.
Кроме возбуждения флуктуаций плотности первичной плазмы инфляция породила про(
странственно(временные возмущения – гравитационные волны, длина которых соизмерима с размерами наблюдаемой Вселенной, а амплитуда пропорциональна квадрату температуры, при которой происходила инфляция. Отголоски гравитационных волн можно обнаружить в поляризации реликтового излучения.
Особенно полезным может оказаться изучение эффекта Зельдовича–Сюняева, который обусловлен рассеянием фотонов КМФ горячим ионизованным газом в скоплениях галактики позволяет идентифицировать их в критический период около 5 млрд. лет назад, когда темная энергия начала ускорять расширение Вселенной. Число скоплений галактик характеризует амплитуду тогдашних флуктуаций плотности. Не менее интересен эффект гравитационных линз, который возникает при прохождении фотонов реликтового излучения через сверхмассивные структуры,
искривляющие их траектории и искажающие распределение отклонений температуры и поляризации. Величина линзового эффекта характеризует амплитуду флуктуаций плотности, связанных с этими образованиями.
Однако для детального исследования инфляции и темной энергии ученым нужны КМФ(те(
лескопы нового поколения, обладающие более высокими чувствительностью и разрешением. В 2007 г. Европейское космическое агентство планирует запустить космическую микроволновую обсерваторию Планки вывести ее на одну орбиту с аппаратом WMAP. Планк сможет выявлять различия температуры КМФ, составляющие всего 5 х10
–6
К, и обнаруживать горячие и холодные пятна с угловыми размерами менее. Такие измерения позволят ученым бросить беглый взгляд навесь диапазон акустических осцилляций в КМФ и уточнить спектр инфляции. Хотя стандартная космологическая модель дает удивительно хорошее феноменологическое описание Вселенной, для более глубокого понимания ее тайн придется дождаться результатов новых исследований. Не вызывает сомнения, что космическая симфония будет ив дальнейшем очаровывать внимательных слушателей.

(«В мире науки, №5, ВСЕЛЕННАЯ bbУэйн Ху, Мартин Уайт

ОТ ЗАМЕДЛЕНИЯ К УСКОРЕНИЮ
Адам Рисс и Майкл Тернер
Далекие сверхновые указывают момент, когда расширение Вселенной перешло от замедляющегося к ускоряющемуся.
ОБЗОР: РАСШИРЕНИЕ КОСМОСА В 1998 г. наблюдения далеких сверхновых показали,
что расширение Вселенной ускоряется.
• Изучая удаленные сверхновые, ученые получили очередные свидетельства того, что сначала расширение
Вселенной замедлялось Определив время, на рубеже которого замедление расширения Вселенной сменилось ускорением, можно прояснить природу темной энергии и предсказать судьбу Вселенной
необходимо провести многократную съемку участка неба, содержащего тысячи галактики сопоставить полученные изображения. Собранные за г. данные, свидетельствующие об ускорении расширения Вселенной, получены двумя группами астрономов, которые искали сверхновые, взорвавшиеся около 5 млрд. лет назад, когда размер
Вселенной составлял примерно 2/3 нынешнего.
Однако некоторые специалисты сомневаются, что результаты наблюдений правильно истолкованы.
В принципе, более слабую, чем ожидалось, яркость сверхновых можно объяснить не ускорением расширения Вселенной, а иной причиной. Например, их свет может быть ослаблен межгалактической пылью. А возможно, что светимость древних сверхновых была меньшей, поскольку химический состав Вселенной отличался от нынешнего – в нем было меньше тяжелых элементов, образующихся в результате ядерных реакций в звездах.
Если оба предположения верны, то наблюдаемые эффекты должны усиливаться с ростом красного смещения. Если же виновато ускоренное расширение Вселенной в более позднее время, после периода замедления, то очень далекие сверхновые должны выглядеть более яркими. Следовательно, наблюдения сверхновых, взорвавшихся, когда размер
Вселенной был меньше 2/3 современного, могут свидетельствовать в пользу той или иной гипотезы. Нелегко обнаружить сверхновую типа Ia, взорвавшуюся, когда размер Вселенной был около половины нынешнего, ведь ее яркость примерно в 10 млрд. раз меньше, чему Сириуса – самой яркой звезды, наблюдаемой с Земли. Наземные телескопы не в состоянии зафиксировать подобные объекты, но космический телескоп «Хаббл» может.
В 2001 г. один из авторов этой статьи (Рисс) сообщил, что телескопу «Хаббл» удалось заметить очень далекую сверхновую типа Ia (обозначенную как SN1997ff). Судя по красному смещению, она взорвалась около 10 млрд. лет назад, когда размер
Вселенной составлял примерно 1/3 современного,
и яркость ее гораздо больше той, какая должна быть согласно гипотезе о поглощении света космической пылью. Это стало первым прямым свидетельством того, что период замедления расширения Вселенной действительно был. Мы ожидали,
что обнаружение сверхновых с еще большим красным смещением позволит точно установить время перехода от замедления к ускорению.
В 2002 г. размещение Усовершенствованной обзорной камеры на космическом телескопе
«Хаббл» превратило его в инструмент поиска далеких сверхновых. Рисс вместе с коллегами обнаружил шесть сверхновых, взорвавшихся, когда размер Вселенной был менее половины нынешнего
(более 7 млрд. лет назад. Вместе с SN1997ff это самые далекие из всех замеченных до сих пор сверхновых типа Ia. Наблюдения подтвердили существование раннего периода, когда расширение
Вселенной замедлялось. Точка перехода, когда замедление сменилось на ускорение, удалена от нас примерно на 5 млрд. лет. Это соответствует ожиданиям космологов. Наша космическая судьба

Изучение древних сверхновых дало ключ к пониманию темной энергии. Основным кандидатом на ее роль стала энергия вакуума, математически эквивалентная космологической постоянной, введенной Эйнштейном в 1917 г. Поскольку великий ученый стремился создать стационарную модель
Вселенной, для уравновешивания гравитационного притяжения вещества он ввел жульнический космологический фактор. Плотность этой космологической константы составляла половину плотности вещества. Но чтобы вызвать ускорение расширения Вселенной, плотность этой константы должна быть вдвое больше плотности вещества.
Откуда может взяться такая плотность энергии Принцип неопределенности в квантовой механике требует, чтобы вакуум был заполнен виртуальными частицами, непрерывно возникающими и исчезающими. Но когда теоретики попытались вычислить плотность энергии, связанной с квантовым вакуумом, то получили значение на порядков выше необходимого. Будь плотность энергии вакуума такой большой, все вещество
Вселенной сразу разлетелось бы в разные стороны и галактики не смогли бы образоваться.
Такое расхождение назвали главным затруднением теоретической физики. Но, может быть, как разв нем заключены ее перспективы. Теоретики ожидают, что учет нового принципа симметрии покажет, что энергия квантового вакуума равна нулю. Если так, то ускорение расширения Вселенной вызвано иной причиной.
Предлагается множество идей от влияния скрытых размерностей Вселенной до энергии, связанной с новым полем, которое иногда называют квинтэссенцией (пятой сущностью. В целом все предлагаемые гипотезы рассматривают темную энергию, плотность которой не остается постоянной и обычно уменьшается по мере расширения
Вселенной (но может и возрастать. Не исключено,
впрочем, что темной энергии вообще нет и нужно пересмотреть теорию гравитации Эйнштейна.
Поскольку варианты моделей предполагают разный характер изменения темной энергии, Альманах КОСМОС ОТ ЗАМЕДЛЕНИЯ К УСКОРЕНИЮ

в областях большей плотности вещества тормозило их расширение, что позволило им стать грави(
тационно(связанными объектами – от галактик наподобие нашей до гигантских скоплений. Но если бы расширение Вселенной ускорялось с самого начала, оно бы растянуло эти структуры еще до того, как они сформировались. Кроме того, два ключевых свойства ранней Вселенной – характер вариаций реликтового излучения и распространенность легких элементов, образовавшихся впервые мгновения после Большого взрыва, – не согласовались бы с результатами наблюдений.
Тем не менее важно найти прямые свидетельства замедления расширения Вселенной на раннем этапе, что укрепило бы стандартную космологическую модель и дало ключ к пониманию причин сегодняшнего ускорения расширения. Наблюдая в телескоп далекие объекты, ученые исследуют историю Вселенной, зашифрованную в соотношении между расстояниями до галактики скоростями их удаления. Если расширение Вселенной замедляется, скорости далеких галактик должны быть больше предсказанных законом Хаббла, а если оно ускоряется – меньше. Иными словами, если расширение ускоряется, галактика сданной скоростью должна лежать дальше, чем ожидается, а значит, ее светимость должна быть меньше.
Охота за сверхновыми
Чтобы проверить последнее утверждение, нужно найти такие астрономические объекты, для которых известна светимость – количество излучения,
спускаемое за секунду, – и которые присутствуют во всех областях Вселенной. Этим условиям отвечают сверхновые типа Ia. Вспышки таких сверхновых столь ярки, что наземные телескопы обнаруживают их на расстоянии вполовину размера видимой Вселенной, а космический телескоп
«Хаббл» – на еще большем расстоянии. За последние лет астрономы точно измерили светимость сверхновых типа Ia, так что по яркости их взрывов можно определять расстояния до них. А скорость удаления галактики, в которой находится сверхновая, вычисляют по величине красного смещения линий в спектре. Длина волны света, испущенного в эпоху, когда размер Вселенной составлял половину современного, сегодня должна стать вдвое больше, а значит, линия в спектре должна сместиться в красную сторону. Измерив красные смещения и видимые яркости многих сверхновых, расположенных на разных расстояниях от нас, можно восстановить историю расширения Вселенной.
К сожалению, сверхновые типа Ia редки. В галактике, аналогичной нашей, они вспыхивают разв несколько столетий, и чтобы их обнаружить, ВСЕЛЕННАЯ bbА дам Рисс, Майкл Тернер
Представьте себе сверхновую, которая взорвалась, когда размер Вселенной составлял половину сегодняшнего
(слева). Ко времени, когда излучение от взрыва достигло нашей Галактики, длины его волн удвоились, сместив спектр в красную сторону (справа. Галактики изображены не в масштабе относительные расстояния между ними

гораздо больше) Если бы расширение Вселенной замедлялось, сверхновая должна была бы быть ближе к нами ярче, чем ожидается, а если бы оно ускорялось, то сверхновая оказалась бы дальше и тусклее (см. график внизу).
Сверхновая
Фотон
Наша Галактика
РАСШИРЯЮЩЕЕСЯ ПРОСТРАНСТВО
В г, пытаясь согласовать общую теорию относительности с природой Вселенной, Эйнштейн столкнулся с неразрешимой на первый взгляд проблемой. Как и большинство его современников, он был уверен, что Вселенная должна быть стационарной (не расширяться и не сжиматься, но такое состояние было несовместимо сего уравнениями тяготения. Отчаявшись, Эйнштейн ввел дополнительный космологический член, который был призван обеспечить стационарность Вселенной, противодействуя гравитации.
Однако через 12 лет американский астроном
Эдвин Хаббл (Edwin Hubble) обнаружил, что Вселенная отнюдь нестационарна. Он убедился, что далекие галактики быстро удаляются от нашей,
причем скорости их движения прямо пропорциональны расстоянию от нас. Для объяснения расширяющейся Вселенной космологический член был ненужен, и Эйнштейн отказался от него.
Американский физик российского происхождения Георгий Гамов писал когда я обсуждал с Эйнштейном космологические проблемы, он заметил, что введение космологического члена было величайшей ошибкой в его жизни. Однако космологическая постоянная, вновь появившись в уравнениях после того, как было доказано, что расширение Вселенной ускоряется, по иронии судьбы появилась в процессе изучения принципов квантовой механики – того направления физики, которое Эйнштейн так не любил. Сегодня многие ученые предполагают, что космологический член позволит выйти за рамки теории
Эйнштейна, что приведет к более глубокому пониманию пространства, времени, гравитации, а возможно, и квантовой теории, которая объединяет гравитацию с другими силами природы. Это может изменить наши представления о Вселенной.
1   ...   4   5   6   7   8   9   10   11   ...   36

перейти в каталог файлов


связь с админом