Число фотонов во вселенной

Ученые подсчитали весь свет Вселенной

Новости партнеров

Используя данные космического гамма-телескопа NASA «Fermi», ученые подсчитали количество всех когда-либо существовавших фотов во Вселенной, что поможет раскрыть историю звездообразования и в конечном итоге «добраться» до Большого Взрыва. Результаты исследования представлены в журнале Science.

«Из данных, собранных телескопом «Fermi», мы смогли измерить все количество когда-либо возникшего звездного света. Это позволило нам лучше понять процесс эволюции звезд и получить увлекательную информацию о том, как Вселенная породила свое сияющее содержимое», – рассказывает Марко Ажелло, ведущий автор исследования из Университета Клемсона (США).

Cчитается, что формирование первых звезд началось спустя несколько сотен миллионов лет после Большого Взрыва. Сейчас в наблюдаемой Вселенной зафиксировано около двух триллионов галактик и триллионы триллионов звезд. Согласно новому измерению, число фотонов (частиц видимого света), выпущенных в космос звездами, оценивается в 4×10 84 . Или иными словами: 4 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 фотонов.

Несмотря на огромное количество, интересно отметить, что, за исключением света, который исходит от Солнца и Млечного Пути, остальная часть звездного света, достигающая Земли, чрезвычайно тусклая и эквивалентна 60-ваттной лампочке, видимой в полной темноте с расстояния 2,5 километра. Именно поэтому ночное небо для невооруженного глаза такое темное.

Блазары и космический туман

Космический телескоп «Fermi» в июне 2018 года отметил свой 10-летний юбилей. За это время мощная обсерватория предоставила огромное количество данных о гамма-лучах и их взаимодействии с внегалактическим фоновым излучением (EBL), которое представляет собой космический туман, состоящий из всего ультрафиолетового, видимого и инфракрасного света, испускаемого звездами или пылью в их окрестностях. Ученые проанализировали почти девять лет данных о сигналах гамма-излучения 739 блазаров.

Блазары – это галактики, содержащие сверхмассивные черные дыры, которые способны производить струи энергетических частиц почти со скоростью света. Гамма-кванты, образующиеся внутри этих джетов, в конечном итоге сталкиваются с космическим туманом, оставляя наблюдаемый отпечаток. Это позволило команде измерить плотность тумана не только в конкретном месте, но и в определенный момент времени в истории Вселенной.

Гамма-фотоны, пролетающие сквозь туман звездного света, имеют большую вероятность поглощения. Измеряя, сколько фотонов было «потеряно» по дороге к Земле, ученые установили, насколько густой был туман, а также измерили как функцию времени, сколько всего света было во всем диапазоне длин волн.

Проблема далеких галактик

Одним из препятствий, с которыми сталкивались предыдущие исследования истории звездообразования во Вселенной, было то, что некоторые галактики слишком далеки или слишком слабы, чтобы быть доступными для современных телескопов. Команда сумела обойти это, используя данные «Fermi» для анализа внегалактического фона.

Звездный свет, ускользающий даже из самых отдаленных галактик, в конечном итоге становится частью EBL. Поэтому точные измерения этого космического тумана, которые только недавно стали возможными, устранили необходимость оценки выбросов света из ультрадалеких галактик.

«Используя блазары на разных расстояниях от нас, мы измерили полный звездный свет в разные периоды времени. Мы получили общий звездный свет каждой эпохи – один, два, шесть миллиардов лет назад и так далее – вплоть до момента формирования первых звезд, что позволило нам восстановить EBL и определить историю звездообразования во Вселенной наиболее эффективным образом», – пояснил Вайдехи Палия, соавтор исследования из Университета Клемсона.

От «Fermi» до «James Webb»

Когда высокоэнергетические гамма-лучи сталкиваются с низкоэнергетическим видимым светом, они превращаются в пары электронов и позитронов. Способность «Fermi» обнаруживать гамма-лучи в широком диапазоне энергий делает его уникальным для картирования космического тумана.

«Ученые давно пытались измерить EBL. Однако очень яркие объекты Солнечной системы делали это непреодолимо сложным. Наша техника нечувствительна к ближайшему свету и, таким образом, справилась с этими трудностями», – добавил Абхишек Десаи, соавтор исследования из Университета Клемсона.

Образование звезд, которое происходит при коллапсе плотных областей молекулярных облаков, достигло своего пика около 11 миллиардов лет назад. Но хотя рождение новых светил с тех пор замедлилось, оно никогда не прекращалось.

«Звездообразование – это великий космический конвеер и утилизатор энергии, материи и металлов. Это двигатель Вселенной. Без эволюции звезд у нас не было бы фундаментальных элементов, необходимых для существования жизни», – сказал Дитер Хартманн, член научной команды из Университета Клемсона.

Понимание звездообразования также имеет последствия для других областей астрономии, включая исследования космической пыли, эволюции галактик и темной материи. Анализ команды обеспечит будущие миссии, в частности, космический телескоп NASA «James Webb», материалом для изучения ранней эволюции звезд.

«Первые миллиарды лет истории Вселенной – очень интересная эпоха, которая еще не была исследована современными инструментами. Наше измерение позволяет заглянуть в глубину веков. Возможно, однажды мы найдем способ вернуться к Большому Взрыву. Это наша конечная цель», – заключил Марко Ажелло.

Источник

Каких частиц во Вселенной больше всего?

Каких частиц в видимой части нашей Вселенной больше всего? Физик-теоретик Дон Пейдж пишет в своем эссе, что в ней преобладают гравитоны, число которых может достигать 10 112 . Давайте разберемся, как он пришел к такому заключению.

NASA / JPL-Caltech / Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Первым делом разберемся с «обычными» элементарными частицами, в существовании которых сомневаться не приходится, — протонами, электронами, фотонами и нейтрино. Для этого вычислим их среднюю концентрацию, а потом умножим на объем видимой части Вселенной.

Для удобства будем считать все величины в планковских единицах, в которых постоянная Планка, гравитационная постоянная, постоянная Больцмана, скорость света и коэффициент пропорциональности в законе Кулона полагаются равными единице: ħ = G = k = c = 4πε = 1. Если в тексте не указано, в чем именно измеряется размерная величина (например, плотность или расстояние), это значит, что она измеряется в планковских единицах. Кроме того, придерживаясь современных космологических представлений, предположим, что эволюция Вселенной описывается метрикой Фридмана-Леметра-Робертсона-Уолкера, в которой масштабный параметр a(t) растет степенным образом на ранних этапах и экспоненциально на поздних. Другими словами, эволюцию молодой Вселенной определяет материя, а старой — темная энергия:

Здесь t — это возраст Вселенной, а H_∞ — значение постоянной Хаббла в такой далекий момент времени, когда темная энергия окончательно «перевесит» материю. Найти это значение несложно, поскольку оно определяется космологической постоянной Λ = 3H_∞ 2 , величина которой в планковских единицах примерно равна Λ ≈ 3π/5 3 2 100 ≈ 2,9 × 10 −122 . Это дает значение примерно в 1,2 раз меньше текущей постоянной Хаббла H₀.

Важно заметить, что наблюдаемая Вселенная с хорошей точностью является плоской (собственно, этот факт уже учтен в выписанной метрике). Это значит, что плотность нашей Вселенной близка к критической и ее можно вычислить из общих соображений: ρ = ρ_cr = 3H₀ 2 /8πG ≈ (13/3000) × 2 −400 . Учитывая, что вклад барионной материи в эту плотность составляет всего 4,5 процента, и принимая во внимание, что бо́льшая часть барионов — это протоны, можно найти среднюю плотность барионов в видимой Вселенной: n_b ≈ 1,06 × 10 −105 . Это отвечает примерно одной частице на четыре кубических метра. Поскольку в среднем материя не заряжена, среднюю плотность электронов также можно оценить этой величиной.

В то же время средняя плотность фотонного газа n_γ напрямую связана с его температурой — если быть более точным, n_γ ≈ 0,24 × T_γ 3 . Поскольку температура реликтового излучения известна и примерно равна T_γ ≈ (160/3 8 ) × 2 −100 (в привычных единицах T_γ ≈ 2,7 Кельвина), мы можем вычислить значение для средней плотности фотонов: n_γ ≈ 1,73 × 10 −96 . Если перевести это в привычные единицы, то получится, что в одном кубическом сантиметре находится около 747 фотонов. Аналогичные оценки для нейтрино примерно в 1,2 раза меньше и составляют n_ν ≈ 1,42 × 10 −96 .

Теперь попробуем оценить среднюю плотность гравитонов. Поскольку аналог реликтового излучения для гравитонов должен иметь гораздо меньшую температуру, плотность гипотетических частиц будет меньше плотности фотонов, если предположить, что их функции распределения совпадают. С другой стороны, квантовые флуктуации во время инфляции могли вызвать образование большого числа низкочастотных гравитонов, плотность которых превысила бы плотность частиц с более высокими частотами. Оценим частоту таких гравитонов наименьшей возможной величиной, то есть предположим, что длина их волны сравнима с радиусом наблюдаемой Вселенной R: ω = π/R ≈ 1,18 × 10 −61 . В таком случае средняя плотность гравитонов будет примерно равна n_g ≈ H_* 2 H₀ 2 /2π 2 ω, где H_* — такое значение постоянной Хаббла, при которой длина волны гравитонов превысила текущий размер Хаббла H₀ −1 .

С другой стороны, выражение для плотности гравитонов можно переписать через плотность инфляционной потенциальной энергии V_* = 3H_* 2 /8π. Величина этой энергии зависит от амплитуды тензорных возмущений, возникавших во время инфляции. На данный момент явных свидетельств в пользу существования таких возмущений нет. Тем не менее, полностью их исключить тоже нельзя: последние измерения группы Plank ограничивают отношение амплитуд тензорных и скалярных возмущений во время инфляции величиной r −72 ≲ 2,5 × 10 −73 .

Наконец, оценим объем Вселенной, чтобы перевести плотность частиц в их количество. Расстояние до самой далекой наблюдаемой структуры (реликтового излучения) составляет примерно 46 миллиардов световых лет, или примерно R ≈ 2,65 × 10 61 в планковских единицах. Заметим, что здесь нет противоречия с тем, что возраст Вселенной равен всего 13,8 миллиарда лет. Предполагая, что видимая часть Вселенной имеет форму шара, мы легко находим ее объем: V ≈ 7,85 × 10 184 . Умножая на него вычисленные ранее плотности, находим число частиц в видимой Вселенной:

• Число барионов N_b ≈ 9,34 × 10 79
• Число фотонов N_γ ≈ 1,36 × 10 89
• Число нейтрино N_ν ≈ 1,11× 10 89
• Число «обычных» частиц N_particle ≈ 2,48 × 10 89
• Число гравитонов N_g ≈ 2,0 × 10 112 ≈ 8,0 × 10 22 × N_particle

Таким образом, число гравитонов значительно (более чем на двадцать порядков) превосходит число «обычных» частиц. Правда, экспериментальных подтверждений их существования пока что нет (если не считать гравитационные волны, которые можно объяснить и без привлечения новых частиц). Более того, маловероятно, что они появятся в ближайшее время — для рождения гравитонов нужны огромные энергии, не достижимые на современных коллайдерах. Тем не менее, если гравитоны все-таки существуют, похоже, что Вселенная состоит в основном из них.

Источник

Сколько фотонов во Вселенной?

Фотоны — элементарные безмассовые частицы, кванты электромагнитного излучения, которые мы воспринимаем как свет. Множество фотонов попадают на окружающие нас предметы и отражаются в сетчатку нашего глаза, давая нам возможность видеть.

Казалось бы, подсчитать количество фотонов во Вселенной — задача невозможная. Но так не считают физики из университета Клемсона, США. Чтобы понять хотя бы приблизительное количество фотонов в нашем мире, необходимо учитывать все время существования Вселенной — около 13,7 млрд. лет. Ведь свет, испущенный уже давно погибшими звездами, до сих пор летит сквозь пространство.

За основу расчетов ученые взяли показатели так называемого внегалактического фонового излучения (extragalactic background light — EBL), которое накапливается в инфракрасном, видимом и ультрафиолетовом диапазонах после формирования звезд. Даже с помощью самой современной техники EBL заметить очень сложно — оно легко гасится другими излучениями, которыми буквально пронизана наша Вселенная. Но ученые нашли оригинальный способ, который все же помог проанализировать внегалактическое фоновое излучение — блазары.

Испущенные блазарами джеты распространяются на сотни миллионов световых лет, а их излучение ослабевает по мере прохождение через EBL. Получается, что блазары, разбросанные по всему космосу, представляют собой отличную возможность изучить интенсивность и количество испущенного звездами света в различные этапы жизни Вселенной по мере ее старения и расширения. Проанализировав 739 блазара, физики смогли назвать приблизительное количество фотонов, которые существуют в нашей Вселенной: 4 x 10 84 . Или, если вам не лень считать нули:

4 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 фотонов.

Иллюстрация: depositphotos | yurok.a

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

Источник