Измерения и представления о Вселенной
Революционные достижения как в теории, так и в технологии привели космологию к самому плодотворному периоду с момента ее открытия. Были идентифицированы неожиданные компоненты Вселенной и протестированы идеи, многообещающие с точки зрения понимания ее основ. Была обнаружена глубокая связь между физикой масштаба микромира и физикой максимально известных нам размеров.
Альберт Эйнштейн, Леопольд Инфельд
Физические понятия суть свободные творения человеческого разума, а не определены однозначно внешним миром, как это иногда может показаться. В нашем стремлении понять реальность мы отчасти подобны человеку, который хочет понять механизм закрытых часов. Он видит циферблат и движущиеся стрелки, даже слышит тиканье, но он не имеет средств открыть их корпус. Если он остроумен, он может нарисовать себе некую картину механизма, которая отвечала бы всему, что он наблюдает, но он никогда не может быть вполне уверен в том, что его картина единственная, которая могла бы объяснить его наблюдения. Он никогда не будет в состоянии сравнить свою картину с реальным механизмом, и он не может даже представить себе возможность или смысл такого сравнения. Но он, конечно, уверен в том, что, по мере того как возрастает его знание, его картина реальности становится все проще и проще и будет объяснять все более широкий ряд его чувственных восприятий. Он может также верить в существование идеального предела знаний и в то, что человеческий разум приближает этот предел. Этот идеальный предел он может назвать объективной истиной.
Эволюция физики. Развитие идей от первоначальных понятий до теории относительности и квантов.
Введение
Тридцать лет назад космология могла быть определена как наука, занимающаяся изучением двух чисел: текущей скорости расширения (или хаббловской константы) ${{H}_{0}}$ и ее изменения со временем и параметра замедления ${{q}_{0}}$. Но это было до открытия гигантских стенок галактик, пустот, темной материи, тонких флуктуаций МКФ, темной энергии и ускоренного расширения Вселенной. Сегодня предмет космологии стал неизмеримо богаче и существенно крепче связан с фундаментальной теорией. Она описывает происхождение структур , геометрию Вселенной и ее эволюцию.
В этой новой и все еще пополняющейся картине прочно укоренилась физика элементарных частиц. Важнейшую роль в эволюции Вселенной играет ранняя фаза аномального расширения, называемая инфляцией. Это расширение сгладило складки и кривизну пространства-времени и растянуло квантовые флуктуации от субатомных масштабов до астрофизических. Следующей за инфляцией была фаза, когда Вселенная была горячей смесью элементарных частиц, из которых произошли все формы сегодня существующей материи. Через 10.000 лет своей эволюции рост гравитации привел к переходу от маленьких комков материи, обязанных квантовым флуктуациям, к богатым космическим структурам, которые мы наблюдаем сегодня: индивидуальным галактикам, кластерам галактик и суперкластерам.
Недавние наблюдения Вселенной не только укрепили и расширили модель Большого взрыва, но и стали значительным сюрпризом. В частности, Вселенная в основном состоит из нечто, фундаментально отличающегося от того, из чего сделана обычная материя. Под обычной материей понимается материя, сделанная из нейтронов и протонов (барионов) или из кварковых триплетов. Около 30% полной массы-энергии представляет темная материя, состоящая из частиц, образовавшихся в ранний период эволюции Вселенной. Две трети представляет темная энергия, чьи гравитационные эффекты вызвали начало ускоренного расширения Вселенной несколько миллиардов лет назад. Обычная материя составляет менее 4% полной массы-энергии Вселенной. МКФ составляет около 0.01%, но в нем закодирована информация о ранней истории Вселенной и возможно даже о ее будущей судьбе.
Мы уже знаем достаточно много о структуре Вселенной. В ближайшей части Вселенной галактики образуют космическую сеть, состоящую из sheets (пластов) и перепутанных нитей, разбросанных среди пустот. Несмотря на эти очевидные неоднородности, на больших масштабах Вселенная становится однородной. Это происходит, если рассматривать ее на масштабах порядка 100 Mpc при текущем горизонте порядка 10.000 Mpc.
Мы начнем обзор с описания Вселенной, ее структуры, состава и глобальных свойств. Затем перейдем к обсуждению ее происхождения и ранней стадии эволюции, подчеркивая глубокую связь между физикой на малых и очень больших масштабах. Закончим дискуссией недавних спорных идей и тех проблем, с которыми космологи сталкиваются сегодня.
Измерения параметров вселенной
А. Космологические рамки
Основой для понимания эволюции Вселенной служит горячего Большого взрыва (hot big-bang model), на которую обычно ссылаются как на Friedman-Lemaitre-Robertson-Walker (FLRW) космологическую модель. Основанная на ОТО, эта модель предполагает, что на больших масштабах Вселенная однородна и изотропна. Эти допущения в настоящее время соответствуют наблюдениям.
Эта модель (включая инфляцию) может быть описана 16 космологическими параметрами, которые можно разделить на две группы (см. Таблицу 1). Первые 10 параметров описывают расширение, глобальную геометрию, возраст и компоненты, входящие в FLRW модель, в то время как остальные 6 описывают отклонение от однородности (флуктуации), которые на раннем периоде эволюции Вселенной были малы, но сегодня проявляют себя в существовании космических структур от галактик до суперкластеров.
Уравнение Фридмана управляет скоростью расширения и связывает некоторые из первых 10 параметров
$$ {{H}^{2}}\equiv {{\left( \frac{{\dot{a}}}{a} \right)}^{2}}=\frac{8\pi G{{\rho }_{tot}}}{3}-\frac{1}{R_{curv}^{2}} $$ $$ {{\rho }_{tot}}=\sum\nolimits_{i}{{{\rho }_{i}}},\quad R_{curv}^{2}\equiv k/{{a}^{2}} $$ (1)где $H$- скорость расширения, $a(t)$- космический масштабный фактор, описывающий изменение расстояний между галактиками, ${{\rho }_{tot}}$- полная плотность массы энергии и ${{R}_{curv}}$- радиус кривизны. Хорошо известная величина космологическое красное смещение $z$(связывающее наблюдаемую длину волны фотона ${{\lambda }_{R}}$, полученную в момент времени ${{t}_{R}}$ с длиной волны в системе покоя (излучателя) в момент времени ${{t}_{E}}$) непосредственно связана с изменением космического масштабного фактора $a(t)$
\[1+z\equiv {{\lambda }_{R}}/{{\lambda }_{E}}=a({{t}_{R}})/a({{t}_{E}})\]где $''0''$ обозначает текущее значение параметра, ${{\Omega }_{0}}\equiv {{\rho }_{tot}}/{{\rho }_{crit}}$ и ${{\rho }_{crit}}\equiv 3H_{0}^{2}/8\pi G$ так называемая критическая плотность, отделяющая случай положительной кривизны $(k>0)$(Вселенная с высокой плотностью) от случая $(k < 0)$(Вселенная с низкой плотностью). Недавние измерения анизотропии МКФ обеспечили убедительные доказательства того, что пространственная геометрия Вселенной близка к плоской $(k=0)$с точностью ${{\Omega }_{0}}=1.0\pm 0.03$.
Известные в настоящее время компоненты включают: обычную материю (или барионы), с плотностью ${{\Omega }_{B}}={{\rho }_{B}}/{{\rho }_{crit}}$, холодную темную материю с плотностью ${{\Omega }_{CDM}}$, массивные нейтрино с плотностью ${{\Omega }_{\nu }}$, МКФ (и другие формы излучения) ${{\Omega }_{rad}}$ и темную энергию ${{\Omega }_{X}}$. Значения парциальных плотностей получено эмпирически (см. ниже) и в пределах ошибок их вычисления ${{\Omega }_{0}}=1$, что соответствует значению кривизны $k=0$.
Второй набор параметров, который в общих чертах характеризует индивидуальные отклонения от однородности, описывает: (a) очень маленькие $(\sim 0.01%)$ первозданные флуктуации плотности материи, закодированные в МКФ, (b) наблюдаемые сегодня неоднородности в распределении материи, (с) возможный спектр гравитационных волн, сгененерированный инфляцией. Исходный спектр флуктуаций плотности описывается в терминах их спектра мощности $P(k)$, представляющий собой квадрат преобразования Фурье поля плотности, $P(k)\equiv {{\left| {{\delta }_{k}} \right|}^{2}}$, где волновое число $k$ связано с длиной волны флуктуаций соотношением $k=2\pi /\lambda $. Галактики типа нашей образовались из возмущений с длиной волны $\lambda \sim 1Mpc$. Исходный спектр мощности описывается степенным законом $P(k)\propto {{k}^{n}}$, где $n=1$соответствует флуктуациям в гравитационном потенциале, которые одинаковы на всех масштабах (случай так называемой масштабной инвариантности). Масштабно-инвариантный спектр предсказывается теорией инфляции и согласуется с наблюдаемой кривизной
Точное измерение всех параметров представляет серьезную проблему. Существенный технологический прогресс позволил ответить на этот вызов. В некоторых случаях удалось проверить согласованность теоретических предсказаний и экспериментальных наблюдений.
В. Расширение Вселенной
Расширение Вселенной было открыто в 1929 г. Эдвином Хабблом, который измерил расстояния до ряда ближайших галактик и установил корреляцию между расстоянием и скоростью разбегания. Наклон соответствующей прямой и представлял собой постоянную Хаббла. Большие систематические неопределенности в определении расстояний сделали точность определения постоянной Хаббла сложной проблемой. Только недавнее улучшение аппаратуры (телескоп Хаббл) и развитие новых методик позволило существенно улучшить точность. Более точное определение расстояний до соседних галактик, полученное в рамках проекта HST Key позволило согласовать результаты 5 различных методик определения расстояний вплоть до 500 Mpc. Полученный в рамках этих методик результат
\[{{H}_{0}}=72\pm 2\pm 7\,km{{\sec }^{-1}}Mp{{c}^{-1}}\]
Величина ${{H}_{0}}$ часто представляется в виде \[{{H}_{0}}=100h[km{{\sec }^{-1}}Mp{{c}^{-1}}];\quad h=0.72\pm 0.02\pm 0.07\] Ряд альтернативных методик приводит к несколько иным значениям ${{H}_{0}}$
В силу того, что свет от очень удаленных галактик был испущен очень давно, диаграмма Хаббла представляет способ зондирования расширения в далеком прошлом. В течение многих десятилетий экспериментальные усилия были направлены на измерение ожидаемого замедления расширения во времени, благодаря гравитации, создаваемой полной материей во Вселенной. Однако наблюдения двух независимых групп (Perlmutter et al. 1999, Riess et al. 1998) показали, что Вселенная в действительности расширяется ускоренно.
Замечательно, что эффект ускоренного расширения может быть естественно учтен в рамках теории Эйнштейна, так как интенсивность источника гравитации пропорциональна $(\rho +3p)$, где величины $\rho ,p$ описывают объемные свойства «субстанции». Для обычной или даже небарионной темной материи $p=0$, в то время как фотонов и релятивистских частиц $p=\rho /3$. Субстанция, которая очень упруга, т.е. с $p < -1/3\rho $, будет создавать эффективно отталкивательную гравитацию. Основная причина космического ускорения связана не только с появлением новой субстанции, но и предопределяет наше более глубокое понимание гравитации.
Для описания замедления расширения ранее был введен параметр замедления (он связан с массой-энергией, содержащейся во Вселенной)
$${{q}_{0}}\equiv \frac{-{{\left( \ddot{a}/a \right)}_{0}}}{H_{0}^{2}}=\frac{{{\Omega }_{0}}}{2}+\frac{3}{2}{{w}_{X}}{{\Omega }_{X}}\simeq -0.67\pm 0. {{w}_{X}}\equiv {{p}_{X}}/{{\rho }_{X}}$$Параметр ${{w}_{X}}$ характеризует давление компоненты, представляющей собой темную энергию. Хотя ${{w}_{X}}$ и не обязательно константа, мы будем придерживаться этого ограничения. В отсутствии темной энергии плоская Вселенная должна замедляться за счет самогравитации $({{q}_{0}}=0.5)$, в то время как темная энергия допускает ускорение. Измерения с суперновыми согласуются с значениями ${{w}_{X}}=-1,\ {{\Omega }_{X}}=0.7$. Очень важны независимые подтверждения этих поразительных результатов. Сильные дополнительные аргументы существования новой энергетической компоненты обеспечиваются измерениями флуктуаций МКФ.
Темная энергия – таинственная субстанция с отрицательным давлением, сравнимым по величине с плотностью ее энергии, не имеет пока ясного объяснения. Понимание ее природы бросает величайший вызов и космологам и физикам, занимающимся теорией элементарных частиц.
Согласно нашим текущим представлениям, видимая часть материи (звезды) составляет только 1% от полного количества материи. То, что мы видим в телескоп – вершина гигантского айсберга. Остальная остальная часть гравитационно притягивающей материя во Вселенной – темная материя и вывод о ее существовании делается на основе гравитационных эффектов. Хотя история темной материи, удерживающей вместе галактики и кластеры галактик очень стара (Zwicky, 1933) природа темной материи еще неизвестна. Если снова обратиться к упомянутой выше аллегории, то оказалось, что из старых деталей мы не можем сконструировать модель (часы), приводящую к ускоренному расширению Вселенной. Нужны были новые детали (сущности)! Этими новыми сущностями и явились темная энергия и темная материя., составляющие 95% материального содержания Вселенной.
В этом месте стоит сделать одну оговорку. Я говорил вначале о сохранении некоторых общих, твердо установленных принципов. Но, вообще говоря, и они не являются незыблемыми. Обратимся к истории. Большие усилия были сделаны с 1687 года (опубликование Philosophiae Naturalis Principia Mathematica) для объяснения движения астрофизических объектов в терминах закона тяготения. С тех пор отклонения наблюдаемых движений от ожидаемых траекторий способствовали нашему более глубокому пониманию Вселенной. Всякий раз, когда в движении планет солнечной системы наблюдались аномалии, возникал вопрос: следует трактовать такие аномалии как опровержение законов гравитации или как на указание существования невидимых (сегодня мы можем сказать «темных») объектов? Классический пример. Аномалии в движении Урана привели француза Verrier и англичанина Адамса к догадке о существовании Нептуна, открытого в 1846 году J.Galle. Наоборот, попытки объяснить аномалии в движении Меркурия существованием новой планеты, названной Вулканом, оказались неверными и финальное решение было найдено в рамках ОТО, т.е. с помощью введения более совершенных законов гравитации.
Проблемы, связанные с введением темной энергии
Ускорение Вселенной $\to $Темная энергия $\to $ Новые проблемы
Проблема космологической константы: почему энергия вакуума так мала по сравнению с теоретическими оценками?
Головоломка темной энергии: какова природа гладко распределенной постоянной плотности энергии, которая доминирует во Вселенной?
Проблема совпадений: почему плотность темной энергии приближенно равна плотности материи именно сегодня?
Каждый из этих пунктов представляет серьезный вызов для физиков, но взятые вместе они служат напоминанием, как мало мы знаем о многих фундаментальных особенностях природы.
С точки зрения уравнения Эйнштейна космологическая постоянная $\Lambda $- полностью свободный параметр. Он имеет размерность $[{{L}^{-2}}]$ и, следовательно, определяет некоторый масштаб длины, в то время как ОТО не имеет собственного масштаба. С чисто классической точки зрения $\Lambda $ является просто мировой константой, значение которой мы должны найти из эксперимента.
Введение квантовой механики существенно изменяет ситуацию. Постоянная Планка позволяет определить масштаб гравитационной длины – планковскую длину
\[{{L}_{P}}={{\left( 8\pi G \right)}^{1/2}}={{\left( 8\pi \frac{\hbar G}{{{c}^{3}}} \right)}^{1/2}}\sim {{10}^{-32}}cm\]
и планковскую массу \[{{M}_{P}}={{\left( \frac{1}{8\pi G} \right)}^{1/2}}={{\left( \frac{1}{8\pi }\frac{\hbar c}{G} \right)}^{1/2}}\sim {{10}^{18}}GeV={{10}^{-5}}g\] Следовательно, естественно ожидаемый масштаб связанный с введением космологической постоянной \[{{\Lambda }^{(guess)}}\sim L_{P}^{-2}\] или выраженный как плотность энергии \[\rho _{vac}^{(guess)}\sim M_{P}^{4}\sim {{({{10}^{18}}GeV)}^{4}}\sim {{10}^{112}}erg/c{{m}^{3}}\]Сейчас мы считаем, что мы выполнили первые измерения плотности вакуумной энергии, используя комбинацию SNe Ia + МКФ + ……..и получили
\[\rho _{vac}^{(obs)}\sim {{10}^{-8}}erg/c{{m}^{3}}\sim {{({{10}^{-3}}eV)}^{4}}\] или \[\rho _{vac}^{(obs)}\sim {{10}^{-120}}\rho _{vac}^{(guess)}\] Эти 120 порядков = дамоклов меч, занесенный над всей микрофизикой (а не над космологией, как может показаться). 120 порядков = unfair play: \[{{\rho }_{vac}}=M_{vac}^{4}\] \[M_{vac}^{(obs)}={{10}^{-30}}M_{vac}^{(guess)}\]
Головоломка идентификации – задача будущего.
Проблема совпадений
\[\frac{{{\Omega }_{\Lambda }}}{{{\Omega }_{M}}}\propto {{a}^{3}},{{\Omega }_{M0}}=0.3,{{\Omega }_{\Lambda 0}}=0.7\]Имеются только короткие эпохи во вселенской истории, когда возможно наблюдать переход от доминирования одной компоненты к другой. Трудно ли «попасть» в эру, когда роль вакуума и материи сравнимы?
Имеется примерно 1% шанс того, что наблюдатель, живущий в случайно выбранный логарифмический интервал расширения истории нашей Вселенной, будет достаточно удачлив, чтобы оказаться в тот момент истории, когда ${{\Omega }_{M}}$ и ${{\Omega }_{\Lambda }}$ одного порядка величины.
Второй аспект проблемы совпадений очень узкий интервал значений $\Lambda $, допускающих возникновение жизни.
Это привело к формулировке так называемых антропологических аргументов в пользу малых значений космологической постоянной. Один из таких аргументов таков: если наш Big Bang только один из многих Big Bangs с широким интервалом вакуумных энергий, то естественно, что некоторые из этих Большой Взрыв должны иметь вакуумную энергию именно в том узком интервале, где возможно образование галактик и, конечно, это именно те Большие Взрывы, в которых могут существовать астрономы и физики, с удивлением изучающие вакуумную энергию.
Нет комментариев.
Только зарегистрированные пользователи могут оставлять комментарии. Войдите или зарегистрируйтесь пожалуйста.
