Темная Вселенная

В повседневной жизни мы оперируем масштабами пространства и времени, которые можем преодолеть, но человеческое воображение позволяет заглянуть в недоступные глазу уголки Мира. Когда же отказывает и воображение, все, что остается в арсенале человека для познания Мира - физические теории, позволяющие понять, как работает то, что нас окружает.

Изучая физическую систему, мы фактически пытаемся описать «черный ящик». «Входной сигнал» - исходные данные - нам либо известен, либо мы можем его предположить. Пропуская этот сигнал через построенную на основании разумных предположений модель «черного ящика», мы получим «выходной сигнал», который можно сравнить с наблюдениями. В случае совпадения мы говорим, что теория хорошо описывает реальность. В противном случае следует пересмотреть либо модель, либо «входной сигнал», а возможно и то, и другое. Иногда, впрочем, мы знаем, как именно работает черный ящик, и можем варьировать только сигналы.

Приведенная аналогия ярко реализуется в космологии – науке о крупномасштабной эволюции Вселенной и ее структуре. Попробуем хотя бы в общих чертах разобраться в идеях этой теории.

Эволюция Вселенной. История.

Гравитационные эффекты изучаются общей теорией относительности, созданной Альбертом Эйнштейном в начале 20-го века. Основная часть этой великой теории была закончена в  1915-1916 годах. Вслед за созданием теории последовала проверка на прочность, которую ОТО успешно выдержала. Искривление лучей света в гравитационном поле и прецессия орбиты Меркурия правильно описывались в рамках ОТО.

Уравнения ОТО оказались необычайно полезными: кроме эффектов «местного значения», они позволяли описать Вселенную в целом и предсказать ее эволюцию. Сам Эйнштейн считал, что Вселенная должна быть стационарной, т.е. не изменяться с течением времени, поэтому добавил в свои уравнения «космологическое слагаемое». Уравнения имели свое мнение об эволюции Вселенной и без этого слагаемого давали решение, зависящее от времени. Впервые его получил российский физик Александр Фридман в 1922 году. Открытие американским астрономом Эдвином Хабблом красного смещения расставило все по своим местам: Вселенная расширяется. Казалось бы, Фридман прав, космологическое слагаемое в уравнениях ОТО – «четвертое лишнее». Но так ли просто обстоит дело?

 Открытие Хаббла, космологический принцип и расширение Вселенной. 

В 1929 году Хаббл обнаружил, что свет, пришедший от далеких галактик, смещен в красную область видимого диапазона.

Спектр представляет собой набор частот или длин волн излучаемого системой света. Излучение происходит при переходах системы из возбужденного состояния в основное или низшее возбужденное, система как бы спускается в состояние с меньшей энергией, а ее излишек уносится испущеным квантом света - фотоном. Атомные спектры дискретны, т.е. состоят из отдельных спектральных линий. Атому каждого элемента соответствует вполне определенный спектр. Идентифицировать атом можно по расстоянию между спектральными линиями и их относительным интенсивностям. Вычленив спектр какого-либо атома, например, водорода, из излучения далекой галактики, можно сравнить его со спектром этого же атома, полученным на Земле. Оказывается, что линии «галактических» атомов сдвинуты относительно спектров «земных» и имеют большую длину волны.

Причина смещения спектральных линий кроется в эффекте Допплера. Все, наверно, замечали, что свисток проносящегося мимо поезда имеет разную высоту, в зависимости от угла, под которым мы его слышим,  и скорости поезда. Это – эффект Допплера в акустике. Возможно и другое наглядное объяснение эффекта Допплера. Представьте, что кто-то  пускает волны по длинному тросу, периодически дергая за один конец троса. Неподвижный наблюдатель находится на другом конце и регистрирует расстояние между соседними горбами волны. Это и есть длина волны. Если излучатель начинает двигаться с постоянной скоростью по направлению к наблюдателю, волна как бы сжимается и уменьшается расстояние между горбами. Это – «синее смещение». Если излучатель движется от наблюдателя, волна растягивается – происходит «красное смещение».

После такого отступления вернемся к открытию Хаббла. Наблюдавшееся им смещение указывает на движение удаленных галактик относительно наблюдателя, находящегося на Земле. Более того, характер изменения частоты говорит об удалении галактик, в случае приближения мы наблюдали бы «синее смещение». Проще говоря, галактики разлетаются в стороны от нас.

Зная величину смещения спектральных линий, можно определить скорость движения галактики, испустившей свет. Возникает вопрос, как эта скорость зависит от расстояния до галактики. Хаббл предположил, прямо пропорциональную зависимость - чем дальше галактика, тем быстрее она удаляется. Более поздние и точные измерения подтвердили это предположение. Такая зависимость теперь называется законом Хаббла, а коэффициент пропорциональности между скоростью и расстоянием - постоянной Хаббла.

Космологический принцип, играющий ключевую роль в теориях эволюции Вселенной, делает еще более сильное утверждение о природе расширения. Он гласит, что Вселенная однородна и изотропна на больших масштабах (конечно, на расстояних порядка размеров галактики или галактического кластера однородность не выполняется) и, следовательно, расширение также происходит однородно и изотропно. В какой бы точке Вселенной мы не находились, картина расширения выглядит одинаково по всем направлениям. Космологический принцип исключает из рассмотрения понятие центра Вселенной, потому что центр находится везде, как, впрочем, и нигде.

Космологический принцип не является чем-то само собой разумеющимся. Он позволяет представить Вселенную как своего рода непрерывную среду. Для того, чтобы такое представление было справедливым, необходимо, чтобы космические образования имели верхний предел протяженности. Тогда на масштабах, много больших этого предела, можно рассматривать Вселенную как однородную. Точно так же жидкость можно рассматривать как однородную на масштабах, больших размеров отдельных молекул.

Проведенные исследования больших участков Вселенной, содержащих сотни тысяч галактик, в частности, в рамках проекта SDSS (Sloan Digital Sky Survey), показали, что самыми крупными структурами во Вселенной являются галактические кластеры. Они и определяют масштаб расстояний, на которых применим космологический принцип.

Структура теории. 

Любая физическая теория должна позволять вычислить значения наблюдаемых величин. Такие вычисления могут оказаться чрезвычайно сложными, и тогда их приходится вести приближенными или численными методами. Соответствие вычисленных значений экспериментальным данным определяет состоятельность теории.

На данном этапе самое время задаться вопросом: а как же обстоит дело с согласием теории и эксперимента в космологии? Наблюдаемыми величинами являются постоянная Хаббла и возраст Вселенной. Но для начала давайте разберемся, какова структура самой теории.

Главный блок - уже упомянутые выше уравнения Фридмана, полученные в предположении, что выполняется космологический принцип. Сами по себе эти уравнения не могут сказать ничего до тех пор, пока мы не используем следующий «блок»: состав Вселенной.

Предположения о составе Вселенной служат «входным сигналом», сами уравнения – нашей моделью Вселенной, а наблюдаемые величины – «выходным сигналом». Перебирая различные варианты состава Вселенной и сравнивая получающиеся значения выходных параметров с измеренными экспериментально, можно сделать вывод о справедливости того или иного предположения о составе Вселенной и, выбрав подходящее, рассматривать дальнейшую эволюцию Вселенной.

Из чего состоит Вселенная? 

Пожалуй, самый простой и очевидный вариант – предположить, что Вселенная состоит из одной лишь гравитирующей материи. Гравитационные силы имеют характер притяжения и потому расширение в такой «материальной» Вселенной будет происходить с замедлением. Образно говоря, сегодня Вселенная расширяется медленнее, чем вчера. Кроме того, решая уравнения Фридмана, можно связать значение постоянной Хаббла и возраст Вселенной. Этого уже достаточно, чтобы обратиться к экспериментальным данным.

Постоянная Хаббла и возраст Вселенной (он составляет приблизительно 14 млрд. лет) измерены достаточно точно. Но… их значения не удовлетворяют соотношению, полученному из уравнений. В чем же дело, где в модели кроется ошибка?

Уравнения Фридмана вне подозрений, поскольку они получены из общей теории относительности при достаточно разумных и, к тому же, экспериментально обоснованных предположениях. В таком случае, остается считать, что «входной сигнал» задан неправильно и Вселенная не состоит только из материи.

Конечно, можно включить в состав Вселенной излучение, но это не спасает ситуацию, поскольку проблема серьезней, чем кажется на первый взгляд. И вот почему. Систематические наблюдения за так называемыми сверхновыми звездами показали, что Вселенная расширяется… ускоренно. Эти исследования проводились независимо двумя группами – Supernova Cosmology Project и High-z Supernova Search Team. Не вдаваясь в детали измерений, заметим только, что результат достаточно надежный, так что предположение о чисто материальном составе Вселенной можно смело отбросить, ведь материя не может обеспечить ускоренное расширение.

Итак, Вселенная состоит из материи, которая присутствует в виде звезд, планет и других космических объектов, и «чего-то», способного обеспечить ускоренное расширение. «Что-то» должно обладать своего рода антигравитацией. Новый составной элемент Вселенной назвали темной энергией. Впрочем, название следует понимать буквально – темную энергию в отличие от звезд и планет невозможно наблюдать визуально.

Тем не менее, термин «темная энергия» оставляет мистический осадок. Чтобы окончательно его развеять, нужно прояснить появление слова «энергия». Дело в том, что согласно квантовой теории вакуум обладает энергией, даже если в нем нет каких-либо частиц. Существование этой энергии проявляется в различных эффектах и можно считать его надежно установленным. Темная энергия ассоциируется именно с энергией вакуума. В таком случае, плотность темной энергии (т.е. количество энергии в единице объема) не зависит от времени. На этом пути исследователей также подстерегают неожиданности. Например, несоответствие теоретически предсказанной и экспериментально полученной плотности темной энергии. Однако, это уже не так страшно, потому что, во-первых, нестыковки возникают на более высоком уровне теории, а во-вторых, есть надежда на их устранение.

В математической форме темная энергия ведет себя подобно слагаемому, исключенному Эйнштейном из уравнений ОТО. Тогда сущность этого слагаемого была непонятна, а сама небходимость его включения в уравнения не обоснована экспериментально. Кроме того, численное значение «космологической постоянной» (так Эйнштейн назвал дополнительное слагаемое) было навязано требованием стационарности Вселенной. Жизнь оказалась гораздо интересней:  Вселенная нестационарна, но в ней есть темная энергия.

С этого момента будем считать, что Вселенная состоит из материи и темной энергии. Доля излучения настолько мала, что ее можно не принимать во внимание, хотя анализ структуры излучения и может помочь в понимании некоторых принципиальных вопросов.

Наблюдения сверхновых звезд позволяют также определить соотношение между количествами материи и темной энергии. Оказывается, доля материи – всего одна треть (т.е. приблизительно 33%). Этот результат подтверждается другими методами, например, исследованием анизотропии микроволнового фона (спутник WMAP, февраль 2003). Энергию всегда можно заменить массой благодаря знаменитой формуле Эйнштейна $E=mc^2$. Тогда на каждый килограм материи приходится два килограма «темной энергии».

Плотность материи можно получить и иным, более прямым, способом. В упрощенном виде этот способ заключается в следующем: нужно выбрать достаточно большой объем, пересчитать видимые звезды в нем, затем вычислить их суммарную массу и разделить ее на объем. Таким методом мы получим плотность видимой материи. Оказывается, ее доля в общем балансе масс во Вселенной составляет менее 1%. Такая оценка может быть недостаточно точной, но расхождение с предыдущим методом настолько велико, что его нельзя списать на погрешность измерений. Мы можем видеть меньше одной тридцатой части всей материи во Вселенной! Более того, существующая теория нуклеосинтеза (образования легких элементов: водорода и изотопов гелия) дает значение плотности материи (~4%), близкое к полученному прямым «взвешиванием» Вселенной. Впрочем, даже здесь есть отличие в несколько раз, так что говорить о согласии нет оснований. Вопрос заключается в другом: а должны ли быть такие основания? Ответ гласит «нет».

Дело в том, что другие методы непосредственного определения плотности также расходятся с прямым подсчетом плотности видимой материи. Чтобы понять причины такого расхождения, рассмотрим вопрос о так называемых вращательных кривых галактик.

Звезды в галактиках вращаются относительно центра. Можно построить кривую зависимости линейной скорости вращения от расстояния до центра галактики. Исходя из обычных соображений можно ожидать, что скорость вращения на периферии галактики будет уменьшаться. Это соответствовало бы видимому распределению массы в галактике. Однако, как оказалось, на большом удалении от центра скорость вращения практически не зависит от расстояния. Это говорит о том, что в галактике присутствует материя, которую мы не видим, но которая, тем не менее, оказывает влияние на гравитационное поле галактики. Такую материю логично назвать темной. Первым предложил ее существование Оорт в 1932 году.

Таким образом, бóльшая часть материи во Вселенной не может наблюдаться визуально. Звезды и другие видимые объекты состоят из обычной, или барионной, материи. К барионам относятся протоны и нейтроны, из которых построены ядра атомов. Взаимодействие, существующие между этими частицами, называется сильным, и относительно него протоны и нейтроны ведут себя одинаково, поэтому их объединяют общим названиям «нуклон». Атомы также содержат электроны, но их масса почти в две тысячи раз меньше массы нуклонов, поэтому вряд ли стоит учитывать вклад электронов в плотность материи.

Плотность барионной материи предсказывает теория нуклеосинтеза. Как уже упоминалось выше, доля барионов в общей плотности Вселенной составляет около 4%, а наблюдать визуально можно только четвертую часть всей барионной материи (т.е. именно тот 1% массы во Вселенной, приходящийся на видимые звезды). Оставшиеся 30% приходятся, по-видимому, на небарионную материю.

Природа темной небарионной материи пока не вполне ясна. Частицы, образующие темную материю должны очень слабо взаимодействовать с обычной материей, чтобы быть нерегистрируемыми. Существует несколько частиц-«кандидатов» на роль темной материи. Эта тонкая проблема заслуживает отдельного рассмотрения, поэтому ограничимся констатацией самого факта ее существования.

 Стандартная космологическая модель. 

Предположения о составе Вселенной, согласующиеся с массивом экспериментальных данных, вместе со значениями измеряемых величин (постоянной Хаббла, возрастом Вселенной, ее температурой) составляют Стандартную Космологическую Модель. Итог нашего рассмотрения этой модели таков: 

  1. Вселенная однородна и изотропна на больших масштабах.
  2. Вселенная расширяется. Это расширение происходит ускоренно.
  3. Возраст Вселенной ~14 млрд. лет.
  4. Вселенная состоит из:

  • - темной энергии (~2/3);
  • - темной небарионной материи (~30%);
  • - темной барионной материи (~3-4%);
  • - видимой барионной материи (~1%). 

Эти данные получены несколькими независимыми и точными методами, поэтому их достоверность достаточно высока. Удивительно, но большая часть Вселенной построена из материала, который не имеет ничего общего с барионами, из которых построены мы сами. 

Что дальше?

 Дальнейшее исследование природы темной энергии и темной небарионной материи тесно связано с физикой элементарных частиц. Необходимо устранить различие между наблюдаемым значением плотности темной энергии и теоретически предсказанным. Возможным решением этой головоломки может стать суперсимметрия. Вторая проблема – определение частиц, которые образуют небарионную темную материю, и их детектирование. Из-за слабости взаимодействия этих частиц, их регистрация является крайне сложной задачей. Эксперименты по поиску “темных” частиц ведутся по многих лабораториях мира. Рассматривается возможность их получения на новых ускорителях элементарных частиц.

Космология пока далека от завершенности, но прогресс, достигнутый за последние десятилетия, огромен. Космология превратилась в точную науку, базирующуюся на множестве превосходных по точности экспериментов и теории, позволяющей описать как состав, так и дальнейшую эволюцию Вселенной.

13 Января 2011, 3:07    Den    4468    0

Нет комментариев.

Только зарегистрированные пользователи могут оставлять комментарии. Войдите или зарегистрируйтесь пожалуйста.