Открытие ускоренного расширения вселенной посредством наблюдения дальних сверхновых

Открытие ускоренного расширения вселенной посредством наблюдения дальних сверхновых

Австралийский астрофизик американского происхождения Брайан Шмидт (Brian Schmidt) родился 24 февраля 1957 года в американском городе Миссула (штат Монтана). В возрасте 13 лет переехал на Аляску и начал учиться в Школе Барлетта в Анкоридже. В 1985 получил аттестат зрелости.

В детстве Брайан мечтал о работе метеоролога и даже работал некоторое время в Национальной метеорологической службе в Анкоридже. Решение изучать астрономию у него созрело только перед поступлением в Аризонский уинверситет. Там в 1989 году он получил степень бакалавара по физике и астрономии. После этого было четырехгодичное обучение в Гарвардском университете, которое окончилось получением степени доктора философии в 1993 году. В Гарварде он встретил свою будущую жену Дженнифер Гордон.

С 1993 по 1994 он был аспирантом в Гарвард-Смитсоновском центре астрофизики. Так как его жена была гражданкой Австралии, то она уговорила Брайана переехать на зеленый континент. Он согласился и с 1995 года начал работать в австралийской обсерватории Маунт-Стромло, которая находится в Канберре. В этой обсерватории он и работает по сей день.

Во время работы в обсерватории Шмидт возглавлял программу поиска сверхновых типа Ia, посвящённую изучению расширения Вселенной 8 миллиардов лет назад. В 1998 году его группе совместно с группой, возглавляемой Солом Перлмуттером, удалось доказать наличие ускоренного расширения Вселенной. Это открытие было названо журналом Science «прорывом года». В настоящее время Шмидт возглавляет проект исследования неба южного полушария телескопом SkyMapper.

В 2011 году Брайан Шмидт совместно с Солом Перлмуттером и Адамом Райссом был удостоен Нобелевской премии по физике за «открытие ускоренного расширения вселенной посредством наблюдения дальних сверхновых».

Для Шмидта присуждение ему Нобелевской премии по физике за 2011 год стало приятной неожиданностью. «Я чувствую себя, приблизительно так же, как во время рождения моих детей — слабость в коленях, много чувств. «, — сказал он по телефону членам Нобелевского комитета, которые позвонили лауреату сразу же после оглашения имен обладателей награды. По словам Шмидта, присуждения ему премии он не ожидал. Говоря о ближайших планах в роли новоиспеченного Нобелевского лауреата, профессор сказал: «Попытаюсь для начала заснуть (местное время профессора на момент звонка — около 21.00). Отмечать будем завтра, и завтра же у меня занятия со студентами как раз по поводу космологии».

Благодаря работам Перлмуттера, Шмидта и Райсса стало ясно, что расширение Вселенной не замедляется, как считалось на протяжении почти всего ХХ века, а ускоряется. Как выяснилось, что кроме всемирного тяготения, существует всемирное антитяготение, в данном случае, отталкивание одних галактик от других, что является причиной ускоренного расширения Вселенной.

Этот эффект связан с существованием во Вселенной так называемой темной энергии — загадочной субстанции космического пространства, физику которой никто не знает. Однако в земных условиях изучать природу темной энергии бесполезно. Потому, что она просто не проявляет себя в таких мелких масштабах, как земной шар. Да и на расстояниях, сравнимых с расстояниями до планет — Марса, Юпитера — она никак себя не обнаруживает. А вот на расстояниях до соседних галактик она проявляет себя..

В своей работе Перлмуттер, Шмидт и Райсс использовали данные, полученные космическим телескопом «Хаббл»; эта информация считается одним из наиболее важных результатов работы телескопа, запущенного на орбиту весной 1990 года.

Кроме этого Шмидт был награжден Премией Малькольма Макинтоша (2000), Премией Бока (2000), Медалью Австралийской академии наук (2000), Медалью Вайну Баппу (2002), Премией Шоу (2006, совместно с Солом Перлмуттером и Адамом Райссом ).

Источник

Открытие ускоренного расширения вселенной посредством наблюдения дальних сверхновых

Трое лауреатов, американцы Сол Перлмуттер, Брайан Шмидт и Адам Рисс, собрали доказательства того, что Вселенная расширяется с ускорением, наблюдая сверхновые типа Iа и используя их для измерения космологических расстояний.

Нобелевская премия по физике будет вручена космологам Солу Перлмуттеру (Saul Perlmutter), Брайану Шмидту (Brian Schmidt) и Адаму Риссу (Adam Riess), собравшим доказательства того, что Вселенная расширяется с ускорением.

Все лауреаты родились в США и обучались в американских университетах ( Гарвардском и Калифорнийском ). Стоит также отметить, что в 2006 году они уже получали престижную азиатскую Премию Шо с формулировкой, совпавшей с рескриптом Нобелевского комитета.

Гипотеза о том, что Вселенная расширяется, теоретически обоснована Александром Фридманом в начале ХХ века, а наблюдения Эдвина Хаббла, выполненные в конце двадцатых годов, стали её экспериментальным подтверждением. Чтобы оценить скорость расширения, астрономам нужно было найти какой-то класс объектов с известной светимостью («стандартных свечей»), которые можно использовать для измерения космологических расстояний. Самыми удобными и надёжными «свечами» оказались сверхновые типа Iа , вспыхивающие в тот момент, когда масса их предшественника — белого карлика — достигает хорошо известного предела Чандрасекара . Поскольку механизм взрыва универсален, все сверхновые типа Ia, находящиеся на одном расстоянии от нас, должны иметь примерно одинаковую светимость в максимуме, а наблюдаемая яркость вспышек, произошедших в разных галактиках, должна свидетельствовать о том, как сильно эти галактики удалены от Земли.

В конце прошлого века две исследовательские группы попытались составить массив экспериментальных данных по сверхновым типа Ia. Одна из них, Supernova Cosmology Project , приступила к работе в 1988-м, и руководил ею г-н Перлмуттер. Другая, возглавляемая Брайаном Шмидтом High-z Supernova Search Team , подключилась к исследованиям в 1994-м.

При обработке собранной информации учёные надеялись обнаружить замедляющееся расширение Вселенной. В получившей большую известность работе 1998 года, ведущим автором которой стал участник High-z Supernova Search Team Адам Рисс, было, однако, показано, что сверхновые типа Ia в галактиках, удаление которых определялось по закону Хаббла, имеют яркость ниже ожидаемой. Другими словами, расстояние до этих галактик, вычисленное по методу «стандартных свеч», превосходило дистанцию, рассчитанную по ранее установленному значению параметра Хаббла.

Отсюда следовало, что Вселенная расширяется с ускорением.

Этот неожиданный результат заставил космологов пересмотреть имеющиеся модели. Напомним: сейчас для объяснения ускоряющегося расширения Вселенной теоретики вводят понятие тёмной энергии .

Подготовлено по материалам Нобелевского комитета .

Источник

Нобелевская премия по физике 2011 года. Разогнавшие границы вселенной

Представления о том, как развивается Вселенная и какой она станет в будущем, менялись по мере совершенствования и методов наблюдения, и космологических теорий. Долгое время считалось, что Вселенная «необъятна, бесконечна и существует вечно». Об этом рассказывали в советских школах ещё лет 60 назад, хотя в 1916 году Альберт Эйнштейн создал свою теорию гравитации, общую теорию относительности. В 1922 году советский математик А. А. Фридман показал, что уравнения Эйнштейна описывают не стационарную, а эволюционирующую Вселенную. Она должна либо расширяться, либо сжиматься. Но ещё в 1914 году американский астроном Весто М. Слайфер обнаружил, что галактики не просто «висят» в космическом пространстве, а разлетаются с большой скоростью. Туманность Андромеды, например, несётся к нашей Солнечной системе, обнаруживая в своём спектре в силу эффекта Доплера синее смещение. Но подавляющее число далёких галактик убегают от нас, демонстрируя красное смещение спектра (см. «Наука и жизнь» № 4, 2011 г.). Спустя несколько лет астроном Эдвин П. Хаббл вывел зависимость величины красного смещения галактики от расстояния до неё — постоянную Хаббла. Наблюдения, подтверждённые расчётами, свидетельствовали, что Вселенная действительно расширяется. Тут же возникли вопросы: что вызвало это расширение и будет ли оно продолжаться бесконечно или же силы тяготения звёзд затормозят разлёт и стянут Вселенную в точку? Выбор одного из этих двух сценариев зависел от величины тяготения, то есть от массы Вселенной. Подсчитать её можно было, только замерив светимости звёзд, ибо зависимость
масса/светимость хорошо известна. Такой метод оказался слишком груб, с большими ошибками в оценках величины массы, и дальнейшая судьба Вселенной по-прежнему оставалась загадкой.

Но в 1937 году Фриц Цвикки, исследуя движения звёзд в скоплении Волосы Вероники, рассчитал массу скопления. Она оказалась в 500 раз больше той, которую давала светимость. Так была обнаружена тёмная материя, или скрытая масса. Природа её до сих пор непонятна, она не видна и проявляет себя только через тяготение. Но теперь уже стало ясно, что бесконечного расширения не будет.

Ответ на первый вопрос — что заставило Вселенную расширяться? — дал в 1948 году Г. А. Гамов. Он разработал теорию «горячей Вселенной», родившейся примерно 14 миллиардов лет назад из невообразимо малого объёма, сингулярности, в результате Большого взрыва и раздувания (инфляции) с огромной скоростью (см. «Наука и жизнь» №№ 11, 12, 1996 г.). И по всему выходило, что Вселенная развивается циклично. Разбегание галактик сменится их сближением, возникнет сингулярность, взрыв, и всё начнётся сначала.

Но прошло ещё 50 лет, и астрофизики преподнесли мировому сообществу очередной сюрприз. Трое исследователей из разных стран — Сол Перлмуттер, Брайан Шмидт и Адам Райс, проводя наблюдения за сверхновыми звёздами, обнаружили, что Вселенная не просто расширяется (об этом стало известно почти 60 лет назад), а расширяется с ускорением (см. «Наука и жизнь» № 3, 2004 г. и № 5, 2005 г.). Эта сенсационная весть была опубликована осенью 1998 года в авторитетном астрономическом журнале, вызвав огромный интерес и некоторый скепсис даже у самих авторов (они пытались обнаружить ошибку в расчётах, но её не было).

Сверхновые, которыми занимались Нобелевские лауреаты, — это старые звёзды, которые заканчивают своё существование мощнейшим взрывом. На некоторое время сверхновая становится ярче целой галактики с её миллионами звёзд, а затем рассеивается в пространстве, образуя туманность. Яркость сверхновых настолько велика, что их можно наблюдать вплоть до самых границ видимой Вселенной. А зная светимость сверхновой, несложно найти расстояние до неё. И вот тут-то и оказалось, что часть этих объектов находится значительно дальше, чем следовало из современной космологической модели. А это значит, что Вселенная всегда расширялась с ускорением. И «распирает» её некая «тёмная энергия», более мощная, чем энергия гравитации. И Вселенную, похоже, ждёт конец не в пламени очередного Большого взрыва, а в непроглядной тьме и космическом холоде.

О природе самóй «тёмной энергии» пока приходится только гадать. Ею может быть некое поле, энергия физического вакуума (который не просто пустота, а сложная квантовая система). Именно это поле 14 миллиардов лет назад вызвало инфляцию новорождённой Вселенной, но и теперь, понизив свою напряжённость в огромном объёме современной Метагалактики, продолжает разгонять её границы.

Источник

Стратегия ускорения в действии

Нобелевская премия по физике 2011 года была вручена «за открытие ускоренного расширения вселенной посредством наблюдения далеких сверхновых». Работа была выполнена двумя конкурирующими группами наблюдателей, и сейчас их выводы подтверждаются большим набором экспериментальных данных.

Обсерватория Сьерро Тололо в Чили. На переднем плане 4-метровый телескоп Blanco. Фото: M. Urzúa Zuñiga/Gemini Observatory

Одним абзацем современную астрономическую картину мира, начиная с самых простых фактов, можно описать так. Мы живем на шарообразной Земле, которая, как и другие планеты, вращается вокруг Солнца. Солнце — звезда, вместе с еще несколькими сотнями миллиардов подобных светил оно входит в состав Галактики. Кроме звезд в состав галактики входит межзвездная среда — газ и пыль, из которой звезды могут рождаться и которую звезды обогащают, выбрасывая вещество на протяжении своей эволюции. Наша Галактика лишь одна из многих. В доступной для наблюдения области вселенной есть несколько сотен миллиардов крупных галактик. Вселенная эволюционирует. Далекие галактики удаляются друг от друга из-за расширения вселенной, начавшегося 1314 миллиардов лет назад. Кроме обычного вещества, составляющего лишь около 5% плотности вселенной, существуют темное вещество (около четверти плотности) и темная энергия (около 70 %). Из-за темной энергии вселенная расширяется ускоренно последние несколько миллиардов лет. Вот за открытие последнего факта и вручена Нобелевская премия.

Трое ученых, получивших премию, являются лидерами двух разных международных исследовательских групп, которые проводили независимые исследования по сходным методикам, используя более-менее одни и те же инструменты. Сол Перлмуттер (S. Perlmutter) из Лоуренсовской национальной лаборатории в Беркли возглавлял Supernova Cosmology Project. Брайан Шмидт (B. Schmidt), работавший в 1998 г. в австралийских обсерваториях Маунт-Стромло и Сайдинг Спрингс, и Адам Рис (A. Riess) из университета Калифорнии в Беркли (сейчас он работает в университете Джонса Хопкинса и Институте космического телескопа, США) входили в High-Z Supernova Search Team. В 1998 г. они представили результаты обработки данных по нескольким десяткам сверхновых типа Ia на красных смещениях примерно 0,16-0,83, что соответствует времени от примерно 2 до 7 миллиардов лет назад.

Сверхновые открывали в основном на 4-метровом телескопе в обсерватории Сьерро Тололо (Cerro Tololo) в Чили, а потом проводились наблюдения на более крупных инструментах (например, на телескопах им. Кека), чтобы определить красные смещения. Итогом стали два списка из нескольких десятков далеких сверхновых типа Ia, для которых были известны и расстояния, и (независимо) красные смещения.

Рисунок 1. Отклонения данных по сверхновым от предсказаний стандартных моделей и наилучшая кривая, описывающая данные. На верхнем рисунке показана так называемая диаграмма Хаббла для сверхновых. По горизонтальной оси — красное смещение, а по вертикальной — разность видимой и абсолютной звездной величины. На нижнем рисунке показано отклонение разности видимой и абсолютной звездной величины от предсказаний одной из стандартных моделей. В этой модели вся плотность обеспечивается обычной (включая темную) материей и составляет 0,2 от критической плотности. Также тонкой штриховой линией показана модель для плоской вселенной, целиком состоящей из обычного вещества. сплошной жирной линией показана модель, наилучшим образом описывающая данные наблюдений сверхновых. Это модель плоской вселенной, где темная энергия является космологической постоянной и ее вклад в полную плотность составляет 76 % в (из оригинальной работы A. Riese ET AL. arXiv: astro-ph/9805201)

Сверхновые типа Ia связаны со взрывами белых карликов, чья масса из-за аккреции вещества в двойной системе превысила предельную. Они обладают важной особенностью. Для большинства из них можно определить светимость по известным параметрам изменения блеска. Следовательно, зная видимый блеск и истинную светимость, мы можем определить расстояние. Зная расстояния и красные смещения для нескольких объектов, мы можем в рамках базовой космологической модели определять различные параметры, описывающие динамику расширения вселенной.

Измерения и обработка данных показали, что сверхновые находятся немного (процентов на 10-15) дальше, чем должны были бы, если бы расширение вселенной замедлялось. Здесь важно вспомнить, что давали на тот момент другие данные наблюдений. С одной стороны, наблюдения реликтового фона говорили, что плотность вселенной должна быть близка к критической. Критическая плотность соответствует «плоской» вселенной, темп расширения которой будет замедляться, стремясь к нулю, если вселенная заполнена обычным веществом. Авторы работ по сверхновым показали, что если плотность равна критической и определяется обычным (включая темное) веществом, то такая модель совсем не выдерживает сравнения с их данными. С другой стороны, многие работы говорили, что обычного (опять-таки, включая и темное) вещества — примерно 20 % от полной плотности. И снова авторы показали, что модель, в которой есть только обычное вещество с плотностью 0,2 критической, не соответствует действительности, если использовать их результаты. Тогда был добавлен новый параметр, соответствующий вкладу чего-то, что вносит положительный вклад в плотность, но приводит не к торможению расширения, а к его ускорению. Такое нечто должно обладать отрицательным давлением, и к 1998 г. теоретиками уже было придумано несколько возможностей для такой невозможной субстанции.

Впервые о возможности существования чего-то со свойствами «антигравитации» (т.е. отрицательного давления) в космологических моделях заговорил Эйнштейн. Он ввел в уравнение для динамики вселенной так называемый «лямбда-член», чтобы уравновесить силы гравитации, стремящиеся все сжать и получить стационарную вселенную. Впоследствии, с легкой руки Георгия Гамова, стали говорить, что позже сам Эйнштейн считал введение лямбда-члена своей самой большой ошибкой, хотя независимые источники не подтверждают столь резкого суждения великого физика. Затем модели вселенной, расширяющейся с огромной скоростью, анализировали де Ситтер и другие ученые, но все это никогда не примеряли на современное состояние вселенной. Несколько позже стадия типа деситтеровской стала даже стандартным элементом космологической картины.

Рисунок 2. Данные по сверхновым на плоскости «вклад темной энергии — вклад обычного вещества». Отмечены области, соответствующие вечному расширению (в предположении о том, что темная энергия — это космологическая постоянная) и смене расширения сжатием. Нарисована линия, соответствующая плоской вселенной. Видно, что на уровне достоверности выше 90% модель без темной энергии не «проходит» (из оригинальной работы S. Perlmutter et al. arXiv: astro-ph/9812133)

Начиная с середины 60-х годов ведет свою историю модель инфляционной вселенной, появившаяся в оформленном виде уже в 80-х. Она гласит, что в очень ранней истории нашего мира, спустя примерно 10 -36 с после формального момента «ноль», был короткий, длительностью около 10 -33 с, эпизод очень быстрого расширения под действием специального поля — инфлатона. Именно стадия инфляции сделала нашу вселенную плоской, однородной и изотропной, именно распад инфлатона сделал вселенную горячей. Но, опять же, обсуждения такого ускоренного расширения не имело отношения к современности.

То нечто с отрицательным давлением, что мы имеем сейчас, принято называть темной энергией. Название было предложено Майклом Тернером (M. Turner) в 1999 г. Природа ее неясна. Может быть, это какое-то распадающееся поле, а потому наблюдающееся ускорение — лишь эпизод, а потом снова начнется замедление расширения. Может быть, мы имеем дело с классическим лямбда-членом (или, как еще говорят, с космологической постоянной), который «противостоит» гравитации. Тогда, начав раз доминировать в динамике эволюции вселенной, темная энергия продолжит ускорять расширение. Окрестности нашей Местной группы галактик будут постепенно редеть. Наконец, может быть, мы имеем дело с полем, которое будет не просто ускорять расширение вселенной, но станет настолько существенным, что начнет разрывать и связанные структуры типа галактик или, в конце концов, звезд, планет и их обитателей. Это модель так называемого Большого Разрыва (Big Rip). Она не пользуется большой популярностью, но пока нельзя сказать, что она полностью закрыта. Что мы знаем о темной энергии сейчас? Во-первых, уже благодаря работам Перлмуттера, Риса, Шмидта и их коллег мы узнали, что она есть. Результаты по сверхновым пытались критиковать, поскольку авторы делали сильную экстраполяцию. Они применяли наши знания о близких сверхновых Ia к далеким объектам. Однако на сегодняшний день есть целый комплекс данных, свидетельствующих в пользу существования темной энергии, т.е. в пользу того, что качественно результаты 1998 г. верны. Объединяя вместе данные по сверхновым (которых теперь намного больше, чем 13 лет назад, не десятки, а сотни), по реликтовому излучению, различные данные по пространственному распределению галактик, по так называемому слабому линзированию и многие другие, в рамках стандартного сценария (изотропная и однородная вселенная, верность Общей теории относительности и т.д.) вклад темной энергии в полную плотность оценивается в 70-80%.

Во-вторых, мы знаем, что темная энергия начала доминировать в динамике расширения вселенной не так уж давно — около 7 миллиардов лет назад. В-третьих, темная энергия равномерно распределена везде и не показывает никакой тенденции к «скучиванию». В-четвертых, мы знаем, что современные данные по темной энергии не требуют ее сильной эволюции со временем. Собственно, на современном уровне точности эволюция темной энергии просто не видна, а ее свойства могут быть описаны стандартной космологической постоянной.

Чтобы разобраться в том, что же такое темная энергия, нужны новые данные наблюдений и усилия теоретиков. В ближайшем будущем планируется ввести в строй новые инструменты для уточнения космологических параметров и выявления деталей динамики прошедшей эволюции вселенной. Это позволит отбросить многие модели. Далее, теоретики будут продолжать строить модели, в которых темная энергия возникает естественным образом. Для проверки же (и вдохновления) таких моделей нужны различные усилия экспериментаторов, причем не только астрономов. Речь идет не только, скажем, об ускорительных экспериментах, но и об экспериментах по изучению свойств гравитации (проверке закона всемирного тяготения) в малых масштабах — на уровне миллиметров и менее.

Вручение Нобелевской премии за последний (на сегодняшний день) важный факт, формирующий нашу космологическую картину мира, проверенный независимыми измерениями и ставящий сложные важные задачи и перед астрономами-наблюдателями, и перед экспериментаторами в лабораториях, и перед теоретиками, работающими в разных областях, представляется более чем верным решением. Но нет сомнений, что в будущем премии еще ждут тех, кто ответит на вопрос: «А что же всё-таки стоит за явлением, обнаруженным лауреатами 2011 года?»

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

Источник