Темная сторона вселенной: двигатель мироздания

      Комментарии к записи Темная сторона вселенной: двигатель мироздания отключены

Темная сторона вселенной: двигатель мироздания

    В конце XIX века французский астролог Урбен Леверье нашёл странности перемещения Меркурия по орбите, каковые не могли быть растолкованы в рамках механики Ньютона. Предполагалось существование еще малоизвестных астрологам внутренних планет, делались попытки модифицировать закон тяготения, что, но, не доходил для остальных планет Нашей системы.
    И только в начале XX века ОТО смогла растолковать данный факт искривлением пространства-времени в окрестностях отечественного светила В соответствии с ОТО, кривизна пространства зависит от отношения плотности Вселенной к некоему критическому значению. В случае если это отношение равняется единице, Вселенная есть плоской (геометрия Евклида), в случае если меньше единицы — имеет отрицательную кривизну (гиперболическая геометрия), в случае если больше единицы — кривизна хороша (сферическая геометрия) Экспериментальные эти, полученные из анализа изучения и реликтового излучения сверхновых, ограничивают вероятные модели Вселенной, отношение плотности энергии вакуума к критической величине (по горизонтальной оси) и значение космологической постоянной (по вертикальной оси) В отдаленном будущем расширение Вселенной, «подгоняемое» чёрной энергией, приведет к отдалению галактик друг от друга.
    К примеру, регион размером в миллиарды световых лет, на данный момент похожий на паутину и содержащий пара тысяч галактик размерами с Млечный путь любая (слева), через пятьдесят миллиардов лет будет казаться практически безлюдным (справа) ОТО — это десять взаимосвязанных дифференциальных уравнений, да к тому же еще и нелинейных, настоящий математический кошмар. В соответствии с ОТО, гравитация — не независимое поле наподобие электромагнитного, а следствие искривления пространственно-временного континуума Ее исходное уравнение связывает это искривление с чертями физической материи (простого вещества и взаимодействующих с ним полей). Слева от символа равенства стоит так называемый тензор Эйнштейна, обрисовывающий деформацию пространства-времени. Справа расположен тензор энергии-импульса, компоненты которого содержат данные о плотности материи, энергии и потоках импульса и т. п. Как раз так Эйнштейн сперва написал собственный уравнение, приравняв «геометрическую» часть к «энергетической»

В 1915 году Эйнштейн завершил работу над неспециализированной теорией относительности, растолковал с ее помощью странности орбиты Меркурия и выяснил угол отклонения звездных лучей вблизи Солнца. После этого он подступился к фундаментальной проблеме, над которой думал еще Ньютон. Коль не так долго осталось ждать все небесные тела испытывают обоюдное притяжение, из-за чего они не падают друг на друга?

Во времена Ньютона (но, и значительно позднее) возможно было вычислять, что Вселенная вращается около единого центра и тяготение уравновешивается центробежными силами (как это происходит в нашей системе). Но Эйнштейн был уверен, что в космосе нет ни «особых» мест, ни выделенных направлений, что широкомасштабная структура мироздания однородна и изотропна (другими словами всецело симметрична по отношению к поворотам и сдвигам).

Дабы оценить революционность данной идеи, нужно отыскать в памяти, что в 1915 году фактически все астрологи отождествляли космос с отечественной собственной Галактикой, структура которой никак не удовлетворяет эйнштейновским постулатам (дабы убедиться в этом, достаточно ночью взглянуть на небо). Так что Эйнштейн практически противопоставил собственные представления о мироздании астрономической науке того времени.

Наделив Вселенную столь высокими симметриями, он приступил к расчету ее модели. И тут-то математика подсунула ему малоприятный сюрприз. Все ответы получались нестационарными, Вселенная или стягивалась, или расширялась.

Изначально Эйнштейн вычислял Вселенную неизменной и полагал, что его уравнения это докажут, но ничего не выходило.

Великий физик обратился за консультацией к собственному приятелю Виллему де Ситтеру, доктору наук астрономии Лейденского университета. Де Ситтер, что располагал только сведениями о звездах отечественной Галактики, уверил его, что звездные перемещения не дают оснований для вывода, что Вселенная как целое расширяется либо сжимается.

Затем Эйнштейн ввел в главное уравнение ОТО дополнительное слагаемое, которое, казалось бы, математически снабжало статичность Вселенной — метрический тензор, умноженный на хорошую константу, которую Эйнштейн обозначил лямбдой (одиннадцатой буквой греческого алфавита). Так была выстроена первая релятивистская модель мироздания, которую Эйнштейн опубликовал в 1917.

Пространство в ней замкнуто (следовательно, не меняющий курса космический корабль может возвратиться в точку старта) и владеет конечным количеством, не смотря на то, что и не имеет границ (практически оно представляет собой трехмерный аналог поверхности шара). Модель и в самом деле была статичной, но только формально. Большое количество позднее было доказано, что, в случае если количество для того чтобы мира увеличится хотя бы на йоту, он увеличится до бесконечности (а при уменьшении количества сожмется в точку).

Это указывает, что эйнштейновское ответ неустойчиво и потому не имеет физического смысла.

Космологический член

Переделка уравнения далась Эйнштейну непросто. «Нужно признать, — отметил он в той самой статье 1917 года «Космологические нюансы неспециализированной теории относительности», — что введенное расширение уравнений гравитационного поля отнюдь не оправдывается тем, что нам точно известно о тяготении Данный член нужен только чтобы обеспечить квазистатичное распределение материи, которое вытекает из малости звездных скоростей». Он назвал добавленный член космологическим, имея в виду, что его авторитет может сказаться только в масштабах всей Вселенной. Это событие связано с необыкновенной малостью коэффициента при метрическом тензоре, что именуют космологической постоянной.

Часто говорят, что эту константу возможно разглядывать как давления вакуума и плотность энергии. Это правильно, но сам Эйнштейн не только не делал аналогичного вывода, но и не предлагал для l никакой явной интерпретации. А вот неявная имела место.

Поставив космологический член в левую часть собственного уравнения, он тем самым модифицировал закон тяготения в космологических масштабах. К современному пониманию лямбды как вакуумной энергии первым пришел бельгийский космолог Жорж-Анри Леметр, что в начале прошлого века за Александром Фридманом (но совсем независимо) выстроил общепринятую сейчас нестационарную модель однородной и изотропной Вселенной, которая спустя два десятка лет превратилась в базу теории Громадного взрыва.

Сначала космологи отнеслись к лямбде с уважением. Модифицированное уравнение Эйнштейна применял де Ситтер, предложивший в 1917 модель мира без физической материи, но с космологической константой («безлюдная Вселенная»). Данный космос, как и эйнштейновский, сферичен, но не замкнут в постоянном количестве, а расширяется от некоего минимального радиуса до бесконечности (исходя из этого таковой мир не появляется из бесконечно малого количества, как у Фридмана и Леметра).

В будущем радиус растет по экспоненте, показатель которой пропорционален квадратному корню из лямбды (в модели Фридмана он возрастает не стремительнее, чем пропорционально времени).

Из модели де Ситтера направляться, что расширение пространства увеличивает длину волн электромагнитного излучения. Но сам де Ситтер этого не увидел, вероятнее, вследствие того что геометрические следствия его модели замаскированы очень экзотической совокупностью координат. В итоге он сделал вывод, что красное смещение обусловлено действием гравитации.

Настоящая природа этого явления, названного эффектом де Ситтера, выяснилась спустя десятилетия.

Космологическую постоянную учитывал и Фридман, но, скорее, формально. А во второй половине 20-ых годов XX века Эдвин Хаббл обнародовал собственный известный закон, утверждающий, что дальние галактики разбегаются во всех направлениях и что их радиальная скорость пропорциональна расстоянию до отечественной планеты. Это следует из моделей Фридмана и Леметра с нулевым значением лямбды, на что Леметр обратил внимание за два года до появления первой статьи Хаббла.

Так, получалось, что ОТО разрешает реалистично обрисовать эволюцию мироздания без космологического участника, что Эйнштейн и признал в первой половине 30-ых годов двадцатого века.

Совершил ошибку ли Эйнштейн?

Георгий Гамов в собственной автобиографии «Моя мировая линия» сказал, что Эйнштейн назвал космологический член «быть может, наибольшей» из собственных неточностей (предположительно, научных). Так ли это, в точности не известно, потому, что сам Эйнштейн ничего аналогичного не писал, а мемуаристы подчас ошибаются. По крайней мере, В первую очередь 1930-х годов большая часть астрологов забыли о космологическом участнике.

В первой половине 30-ых годов двадцатого века Эйнштейн и де Ситтер опубликовали модель нестационарного мира с нулевой пространственной кривизной (это частный случай модели Фридмана, что тот почему-то не разглядел). В данной статье они советовали не пользоваться космологической константой, «до тех пор пока более правильные эти наблюдений не позволят найти ее символ и численную величину». Так, Эйнштейн и де Ситтер все же допускали, что лямбда может различаться от нуля (а также быть отрицательной).

Это предсказание начало подтверждаться только через пять десятилетий.

В случае если космологический член с хорошим значением лямбды перенести в правую часть уравнения Эйнштейна (как положено, с обратным знаком), он будет вычитаться из материальных источников тяготения. Это указывает происхождение вакуумного поля с постоянной плотностью энергии, которое противодействует тяготению, другими словами формирует антигравитацию. Космологический член с отрицательной лямбдой, наоборот, усиливает «материальную» гравитацию.

Первым это осознал Леметр, что отличался редкой интуицией по части космологии. К сожалению, эта мысль очень сильно опередила собственный время.

Инфляционная модель

Космологическая постоянная пребывала в забвении впредь до начала 1980-х годов. После этого интерес к ней возродился, причем по двум свободным обстоятельствам. Во-первых, к этому времени в космологии неспешно закрепилась инфляционная модель Громадного взрыва, подготовленная и развитая при большом участии русских исследователей.

Эта теория говорит, что в начале существования Вселенной, в то время, когда ее возраст, вероятнее, не превышал 10−36−10−35 с, она начала расширяться по экспоненте, как в модели де Ситтера. Обстоятельством этого процесса стал фазовый переход первичной субстанции мироздания, породивший вакуумное скалярное поле с огромной хорошей плотностью энергии. Первоначально оно было сосредоточено в сверхмикроскопического пузырька диаметром 10−33 см, что и стал зародышем отечественной Вселенной.

Не смотря на то, что расширение закончилось, в то время, когда Вселенной исполнилось всего 10−33 с, она успела купить макроскопические размеры.

Новая модель скоро получила признание и вынудила отыскать в памяти про космологическую постоянную, потому, что формально та смотрелась прямым аналогом плотности скалярного поля, запустившего «раздувание» пространства. Действительно, в первых предположениях инфляционной модели это поле было очень нестабильным.

По окончании инфляции оно дало собственную энергию на рождение простых частиц и провалилось сквозь землю, так что после этого Вселенная эволюционировала в соответствии с модели Фридмана с нулевым значением лямбды, предписывающей расширение с падающей скоростью. Но кое-какие теоретики допускали, что плотность вакуумного поля имела возможность не упасть до нуля, а стабилизироваться где-то рядом. Тогда в уравнении Эйнштейна остается космологический член, пускай и с весьма маленькой лямбдой.

Приверженцы данной идеи были немногочисленны, но авторитетны.

Возраст Вселенной

Во-вторых, о космологической постоянной отыскали в памяти астрологи (в связи с проверкой закона Хаббла). Постоянная Хаббла разрешает оценить возраст Вселенной, но для этого нужно знать, по какому сценарию она эволюционирует. В открытой модели без космологического участника Вселенная расширяется всегда, но скорость ее расширения монотонно понижается и пытается к хорошему пределу. В закрытой модели расширение сменяется сжатием, которое стягивает Вселенную в единую точку.

Какой вариант осуществится, зависит от того, будет ли в начале процесса расширения средняя плотность энергии космической материи больше либо меньше некоего критического значения. При строгом равенстве размер Вселенной опять-таки всегда возрастает, но скорость ее расширения пытается к нулю. В этом, и лишь в этом, случае равна нулю и кривизна пространства (в открытых моделях она отрицательна, в закрытых — хороша), которое, следовательно, подчиняется геометрии Евклида.

Действительно, пространственно-временной континуум все равно остается искривленным, в противном случае не было бы тяготения.

В случае если в космосе мало гравитирующей материи, он эволюционирует в соответствии с открытой моделью, но скорость его расширения значительно уменьшается столь медлительно, что в первом приближении может принимать во внимание константой (она строго постоянна при нулевой плотности вещества). В этом случае время судьбы Вселенной равняется единице, дроблённой на постоянную Хаббла. Несколько десятков лет назад астрологи уверились, что это значение вряд ли превышает 15 млрд. лет.

Иначе, результаты многих наблюдений свидетельствовали, что мы, вероятнее, живем в плоском мире. Дабы вычислить его возраст на базе хаббловской постоянной, нужно обратную ей величину умножить на 2/3. Тогда получается, что Громадный взрыв произошёл около 10 млрд. лет назад. Но это меньше установленного возраста старейших звездных скоплений! Из этого парадокса возможно выпутаться, предположив, что эволюция Вселенной отличается от сценария плоской модели с нулевой лямбдой.

Но это снова ведет к тому, что космологический член все же отличен от нуля.

Космические маяки

В начале 90-х годов двадцатого века два интернациональных астрономических коллектива — в Национальной лаборатории имени Лоуренса в Беркли под управлением Сола Перлмуттера и в Астрофизическом центре Смитсоновского института и Гарвардского университета, где неформальным фаворитом был доктор наук астрономии Роберт Киршнер, — приступили к наблюдениям весьма отдаленных сверхновых. Обе группы начали работу в уверенности, что скорость расширения космоса падает в соответствии с фридмановской моделью с нулевой лямбдой, с целью выяснить темперамент этого замедления, дабы наконец-то узнать геометрию Вселенной (тогда считалось, что отношение плотности светящейся и чёрной материи к критическому параметру равняется приблизительно 0,3). Ученые желали промерить темпы понижения скорости расширения Вселенной если не В первую очередь ее существования, то хотя бы в течении большой части ее истории.

Как это сделать? Предположим, что по Вселенной разбросаны объекты, каковые светятся с одной и той же интенсивностью. Они расположены на неодинаковых расстояниях от отечественного Солнца, и, следовательно, дошедший до нас свет излучен в различное время. В случае если Вселенная практически безлюдна и скорость ее расширения постоянна, то по пути к Почва свет пройдет громадную расстояние, чем при ее замедленном расширении, так что его видимая яркость будет меньше.

Следовательно, темперамент эволюции Вселенной возможно узнать, выяснив интенсивность света, пришедшего от этих тел. Из этого же направляться, что, в случае если Вселенная разбухает с ускорением, они будут смотреться тусклее, нежели во Вселенной с постоянной либо падающей скоростью расширения. В случае если следить за космическими маяками, расположенными, скажем, в 5 млрд. световых лет от нас, то теория предвещает, что в плоской Вселенной они окажутся на 25% бросче, чем в пустой.

Но где же забрать такие звездные маяки? Астрологам повезло — природа подарила им сверхновые типа Ia. У них приблизительно однообразная пиковая светимость, в 4 млрд. раз превышающая светимость Солнца.

Это постоянство не полностью, отклонения от среднего уровня достигают 20−30%, но с этим осложнением возможно совладать. И не смотря на то, что на практике подобные наблюдения сопряжены с огромными техническими трудностями (нужно принимать в расчет космическую пыль и большое количество чего еще), дело все-таки стронулось с места.

К концу 1997 года астрологи гарвардской группы собрали достаточно данных, дабы утверждать, что с расстояния в 5 млрд. световых лет сверхновые отправляют на Землю меньше света, чем предписано моделью безлюдной Вселенной, не говоря уже о плоской. Первым к этому заключению пришел Адам Рисс, сейчас доктор наук Университета Джонса Хопкинса.

Всевышний из автомобиля

«Отечественная несколько приступила к изучениям в первой половине 90-ых годов двадцатого века. Я тогда был аспирантом у Киршнера, через два года защитился, взял временную должность в Калифорнийском университете и участвовал в проекте. Об ускорении расширения Вселенной мы и не думали, наоборот, желали узнать темперамент его замедления. Я тогда не верил ни в какую космологическую константу, — вспоминает доктор наук Рисс. — Строго говоря, все началось с подачи ‘электронного мозга’.

Я разработал программу, которая вычисляла плотность вещества во Вселенной в соответствии с отечественными данными о блеске далеких сверхновых. И представьте себе, как же я удивился, в то время, когда компьютер объявил, что она меньше нуля! У него не было другого выхода.

Фотометрические эти свидетельствовали, что Вселенная расширяется с ускорением, а в стандартной модели Фридмана, которая была заложена в программу, такое вероятно только при отрицательной плотности космической материи. Тогда я решил на пробу ввести в программу космологический член. Машина сочла, что результаты наблюдений практически стопроцентно требуют таковой модификации.

По окончании многих контрольных вычислений я ознакомил сотрудников со собственными выводами. Мы еще неоднократно все удостоверились в надежности и обсудили — и решили публиковаться».

Эта вошедшая в историю астрономии статья «Информацию об ускоряющейся космологической константе и Вселенной, полученные из наблюдений сверхновых» была размещена в сентябрьском выпуске The Astronomical Journal 1998 года. Несколько Перлмуттера в том же месяце представила статью с подобными выводами в соперничающее издание, The Astrophysical Journal, на страницах которого она и показалась в июне 1999 года.

астрофизики и Астрономы дали согласие с этими выводами (и с восстановлением космологической константы!) с редким единодушием. Астрофизик из Университета Чикаго Майкл Тернер внес предложение назвать источник космической антигравитации чёрной энергией. В последующие годы результаты стратосферных и космических измерений реликтового микроволнового излучения разрешили весьма определить ее плотность.

По новейшим данным, она образовывает около 4 КэВ (в единицах массы приблизительно 10−29 г) на кубический сантиметр (плотность барионной материи практически в 20 раз меньше). Эти же эти свидетельствуют, что в течении первых 7 млрд. лет по окончании Громадного взрыва гравитирующая материя (включая и чёрную) превалировала над чёрной энергией и Вселенная расширялась с замедлением скорости.

Но по мере ее разбухания плотность материи уменьшалась, а плотность чёрной энергии не изменялась (само собой разумеется, в случае если коэффициент при космологическом участнике — вправду константа), так что в итоге антигравитация победила. Результаты наблюдений за сверхновыми разрешают утверждать, что случилось это около 6,5 млрд. лет назад.

Тайная чёрной энергии

Что думают физики о природе чёрной энергии? «К сожалению, все это целые загадки. Запрещено кроме того с уверенностью заявить, что плотность чёрной энергии не изменяется со временем, не смотря на то, что эти наблюдений помой-му говорят о ее постоянстве, — поведал «ПМ» Дэн Хупер, сотрудник Группы теоретической астрофизики Национальной лаборатории ускорителей имени Ферми и создатель сравнительно не так давно вышедшей книги Dark Cosmos. — Быть может, что с чёрной энергией связаны весьма легкие частицы, каковые являются квантами какого-либо скалярного поля.

Нельзя исключать, что это поле как-то связано с полем, запустившим первичную инфляцию, но и тут в действительности ничего не известно. Честно говоря, пока ни единая догадка о природе чёрной энергии не вызывает у меня энтузиазма».

Для получения более детальных сведений о чёрной энергии нужно совершить прецизионное фотометрическое и спектроскопическое наблюдение тысяч сверхновых. В Соединенных Штатах обсуждаются проекты трех космических телескопов с этими возможностями — SNAP (SuperNova/Acceleration Probe), Destiny и ADEPT (Advanced Dark Energy Physics Telescope). Доктор наук Рисс, что входит в команду разработчиков обсерватории ADEPT, лелеет надежду, что в течение десяти лет один из этих аппаратов приступит к работе.

Небесные маяки

Сами по себе наблюдения каких-либо галактик (нижний последовательность) не смогут дать астрологам информации о том, как как раз расширяется мироздание. Однако здесь ученым повезло — природа подарила им сверхновые типа Ia, практически «эталонные» источники: их пиковая светимость приблизительно однообразна, что позволяет определять темпы расширения Вселенной посредством измерений интенсивности доходящего до нас света.

Интенсивность эта мала, исходя из этого наблюдения и измерения проводились посредством орбитального телескопа Hubble. Последние эти, основанные на анализе нескольких десятков самый удаленных сверхновых типа Ia (верхний последовательность, продемонстрированы стрелками), подтверждают выводы о том, что отечественная Вселенная ускоренно расширяется. Это одно из доказательств существования чёрной энергии.

Статья размещена в издании «Популярная механика» (№57, июль 2007).

The Dark Side Of The Universe


Интересные записи на сайте:

Подобранные по важим запросам, статьи по теме: