Расширение вселенной началось сколько лет назад

Как давно расширяется Вселенная?

Возможно, крупнейшее открытие о Вселенной мы сделали в конце прошлого века, обнаружив одну из самых странных космических истин: далекие галактики не просто улетают от нас, пока время движется вперед, но и улетают все быстрее и быстрее. Открытие ускоряющегося расширения Вселенной в рамках Supernova Cosmology Project при помощи команды High-z Supernova Search Team принесло ученым Нобелевскую премию по физике. Пока это одно из самых странных и необычных явлений во Вселенной.

Дело в том, что Вселенная не всегда ускорялась, улетая от нас прочь. В течение миллиардов лет расширение замедлялось, и кому-то, живущему десять миллиардов лет назад, могло показаться, что она стягивается. Что же произошло?

В 1920-х годах было представлено четыре элемента доказательства — три наблюдаемых и один теоретический — того, что Вселенная расширялась. Вот они:

1. Открыли то, что спиральные туманности ночного неба были настоящими галактиками, или «островными Вселенными», содержащими миллиарды звезд и расположенными далеко за пределами Млечного Пути.
2. Измерение красных и синих смещений этих галактик Весто Слифером показало, как быстро эти галактики либо удаляются от нас (по красному смещению), либо приближаются к нам (по синему смещению), и подавляющее большинство следовало первому сценарию.
3. Измерения дистанций до каждой из этих галактик были проведеы Эдвином Хабблом и его ассистентом Милтоном Хьюмасоном. В сочетании с наблюдениями Слифера, они выявили четкое соотношение: чем дальше была галактика, тем быстрее, казалось, она от нас удаляется.
4. Наконец, мощный теоретический скачок, произведенный благодаря эйнштейновской общей теории относительности: осознание того, что Вселенная, которая наполнена галактиками примерно одинаковой плотности во всех направлениях, должна быть нестабильной, если только не будет расширяться или сжиматься.

Это привело к картине Вселенной 1929 года: она была горячее, плотнее и расширялась быстрее в прошлом, а после становилась холоднее, менее плотной и медленнее расширялась с течением времени.

1. Большое Сжатие. Возможно, изначально темп расширения был весьма высоким, но сила гравитации оказалась сильнее. Расширение должно замедлиться и прекратиться. Вселенная должна достичь максимального размера и начать сжиматься. И, наконец, она должна коллапсировать заново, вернувшись в состояние, предшествующее Большому Взрыву.
2. Большое Замерзание. Это сценарий, противоположный предыдущему: в котором расширение начинается быстро, а гравитация его замедляет, но недостаточно. Расширение длится вечно, гравитация его все время замедляет, но не может остановить. Этот сценарий известен как тепловая смерть Вселенной: Большое Замерзание.
3. Критическая Вселенная. Существует также возможность того, что вы окажетесь посередине, когда скорость расширения и гравитация уравновесят друг друга, и скорость расширения будет замедляться с течением времени. Одной частицей меньше, одной частицей больше во Вселенной — и вы получите первый или второй сценарий. Но этой частицы не существует. Сценарий «критической Вселенной» приведет к самой медленной из возможных тепловой смерти.

Миллиарды лет казалось, что критический вариант победит. Видите ли, когда вы живете во Вселенной и смотрите на различные галактики, вы не только можете измерить современный темп расширения, но и, глядя на самые далекие галактики, измерить также, каким был темп расширения в начале истории Вселенной.

На этом снимке показаны уже недостижимые для нас галактики

Миллиарды лет — около семи миллиардов, если быть точным, — казалось, что мы живем в критической Вселенной. Расширение началось в эпоху излучения (фотонов и нейтрино), а затем все остыло достаточно, чтобы началась эпоха материи (как обычной, так и темной). По мере того, как Вселенная продолжала расширяться, плотность материи падала и падала, поскольку объем материи увеличивался, а масса оставалась прежней.

Но в какой-то момент плотность вещества упала до такого низкого значения, что проявился другой, более тонкий вкладчик в плотность энергии Вселенной: темная энергия. Примерно за семь миллиардов лет величина темной материи достигла нескольких процентов от общей плотности энергии, и к моменту, когда Вселенной исполнилось 7,8 миллиарда лет, плотность темной энергии достигла важной величины: 33% от всей плотности энергии во Вселенной. Это важно, поскольку такое количество темной энергии необходимо, чтобы темп расширения начал расти.

С тех пор, около 6 миллиардов лет назад, плотность материи начала снижаться, а темная энергия оставалась постоянной. В настоящее время темная материя составляет около 68% общей энергии Вселенной, а материя упала до 32% в общем (27% темная материя и 5% обычная материя). С течением времени, в будущем, плотность материи будет продолжать падать, тогда как плотность темной энергии будет оставаться постоянной, темная энергия будет все более и более преобладающей.

Плотность энергии во Вселенной в разное время в ее прошлом

Для отдельных галактик это будет значить, что галактика, которая начала удаляться от нас в момент Большого Взрыва быстрее других, продемонстрирует очевидный спад скорости (с нашей точки зрения) в первые 7,8 миллиарда лет. Затем скорость замедления перестанет падать и некоторое время будет оставаться неизменной. Потом начнет расти, и галактика начнет удаляться от нас еще быстрее, чем прежде, поскольку пространство между нами и далекими галактиками расширяется с огромной скоростью. В определенный момент — и это пугает, поскольку применимо к 97% галактик в нашей видимой Вселенной — каждая галактика за пределами нашей местной группы будет удаляться на скорости, превышающей скорость света, став, таким образом, недосягаемой для нас вследствие физических ограничений.

Желтым обведен нынешний размер видимой Вселенной: 46 миллиардов световых лет; розовым обведен достижимый для нас размер: 14,5 миллиарда световых лет

Насколько мы можем судить, Вселенная всегда имела количество темной энергии, которое имеет сейчас, присущее самому космосу. Но потребовалось 7,8 миллиарда лет, или вся история Вселенной за полтора миллиарда лет до того, как образовалась наша Солнечной система, чтобы плотность материи упала до такого уровня, что темная энергия возымела власть над расширением Вселенной. С тех пор все галактики за пределами нашей местной группы удаляются от нас и будут удаляться, пока не исчезнет последняя. Вселенная расширяется в течение последних шести миллиардов лет, и, если бы мы появились раньше, мы могли бы и не выйти за пределы этих трех вариантов, предложенных нашей интуицией. В лучшем случае мы могли бы лишь предполагать, какой в точности является Вселенная. И это было бы нашей самой большой наградой.

Источник

Расширение Вселенной

Расширение Вселенной — явление, состоящее в почти однородном и изотропном расширении космического пространства в масштабах всей Вселенной. Экспериментально расширение Вселенной наблюдается в виде выполнения закона Хаббла. Началом расширения Вселенной наука считает так называемый Большой взрыв. Теоретически явление было предсказано и обосновано А. Фридманом на раннем этапе разработки общей теорией относительности из общефилософских соображений об однородности и изотропности Вселенной.

Содержание

Расширение Вселенной в различных моделях

Ускорение расширения Вселенной

Ускоренное расширение Вселенной было открыто в 1998 году при наблюдениях за сверхновыми типа Ia [1] [2] . За это открытие Сол Перлмуттер, Брайан П. Шмидт и Адам Рисс получили премию Шоу по астрономии за 2006 год и Нобелевскую премию по физике за 2011 год. Затем эти наблюдения были подкреплены другими источниками: измерениями реликтового излучения, гравитационного линзирования, нуклеосинтеза Большого Взрыва. Все полученные данные хорошо вписываются в лямбда-CDM модель.

Ранее существовавшие космологические модели предполагали, что расширение Вселенной замедляется. Они исходили из предположения, что основную часть массы Вселенной составляет материя — как видимая, так и невидимая (тёмная материя). На основании новых наблюдений, свидетельствующих об ускорении расширения, было найдено, что во Вселенной существует ранее неизвестная энергия с отрицательным давлением (см. уравнения состояния). Её назвали «тёмной энергией».

По имеющимся оценкам, ускоряющееся расширение Вселенной началось приблизительно 5 миллиардов лет назад. Предполагается, что до этого расширение замедлялось благодаря гравитационному действию тёмной материи и барионной материи. Плотность барионной материи в расширяющейся Вселенной уменьшается быстрее, чем плотность тёмной энергии. В конце концов, тёмная энергия начинает преобладать. Например, когда объём Вселенной удваивается, плотность барионной материи уменьшается вдвое, а плотность тёмной энергии остается почти неизменной (или точно неизменной — в варианте с космологической константой).

Если ускоряющееся расширение Вселенной будет продолжаться бесконечно, то в результате галактики за пределами нашего Сверхскопления галактик рано или поздно выйдут за горизонт событий и станут для нас невидимыми, поскольку их относительная скорость превысит скорость света. Это не является нарушением специальной теории относительности. На самом деле невозможно даже определить «относительную скорость» в искривлённом пространстве-времени. Относительная скорость имеет смысл и может быть определена только в плоском пространстве-времени, или на достаточно малом (стремящемся к нулю) участке искривлённого пространства-времени. Любая форма коммуникации далее пределов горизонта событий становится невозможной, и всякий контакт между объектами теряется. Земля, Солнечная система, наша Галактика, и наше Сверхскопление будут видны друг другу и в принципе достижимы путём космических полётов, в то время как вся остальная Вселенная исчезнет вдали. Со временем наше Сверхскопление придёт в состояние тепловой смерти, то есть осуществится сценарий, предполагавшийся для предыдущей, плоской модели Вселенной с преобладанием материи.

Существуют и более экзотические гипотезы о будущем Вселенной. Одна из них предполагает, что фантомная энергия приведёт к т. н. «расходящемуся» расширению. Это подразумевает, что расширяющая сила действия тёмной энергии продолжит неограниченно увеличиваться, пока не превзойдёт все остальные силы во Вселенной. По этому сценарию, тёмная энергия со временем разорвёт все гравитационно связанные структуры Вселенной, затем превзойдёт силы электростатических и внутриядерных взаимодействий, разорвёт атомы, ядра и нуклоны и уничтожит Вселенную в Большом Разрыве.

С другой стороны, тёмная энергия может со временем рассеяться или даже сменить отталкивающее действие на притягивающее. В этом случае гравитация возобладает и приведёт Вселенную к «Большому Хлопку». Некоторые сценарии предполагают «циклическую модель» Вселенной. Хотя эти гипотезы пока не подтверждаются наблюдениями, они и не отвергаются полностью. Решающую роль в установлении конечной судьбы Вселенной (развивающейся по теории Большого Взрыва) должны сыграть точные измерения темпа ускорения.

См. также

Примечания

1. ↑ Riess, A. et al. 1998, Astronomical Journal, 116, 1009
2. ↑ Perlmutter, S. et al. 1999, Astrophysical Journal, 517, 565

Литература

• Ian Steer Who discovered Universe expansion?. — 2012. — arΧiv:1212.1359

Wikimedia Foundation . 2010 .

Смотреть что такое «Расширение Вселенной» в других словарях:

расширение Вселенной — visatos plėtimasis statusas T sritis fizika atitikmenys: angl. cosmic expansion; expansion of the universe vok. Ausdehnung des Weltalls, f; Expansion des Weltalls, f rus. космическое расширение, n; расширение Вселенной, n pranc. expansion… … Fizikos terminų žodynas

Расширение Вселенной — наблюдаемое явление увеличения расстояний между галактиками со скоростью, пропорциональной расстоянию между ними … Астрономический словарь

Расширение — Расширение: Расширение имени файла: Список расширений имени файла Расширение (ПО): Расширение (Mozilla) Список расширений Firefox Расширения (Opera) Дополнение (компьютерные игры) Расширение поля Расширение Вселенной Тепловое расширение… … Википедия

Метрическое расширение космоса — Космология Возраст Вселенной Большой взрыв Содвижущееся расстояние Реликтовое излучение Космологическое уравнение состояния Тёмная энергия Скрытая масса Вселенная Фридмана Космологический принцип Космологические модели Формирование галактик … Википедия

Инфляционная модель Вселенной — Космология Изучаемые объекты и процессы … Википедия

Форма Вселенной — Космология Возраст Вселенной Большой взрыв Содвижущееся расстояние Реликтовое излучение Космологическое уравнение состояния Тёмная энергия Скрытая масса Вселенная Фридмана Космологический принцип Космологические модели Формирование … Википедия

КРИТИЧЕСКАЯ ПЛОТНОСТЬ ВСЕЛЕННОЙ — значение плотности вещества во Вселенной, определяемое выражением где Н постоянная Хаббла (см. Хаббла закон), G постоянная тяготения Ньютона. В однородных изотропных моделях Вселенной (см. Космологические модели )с равной нулю космологической… … Физическая энциклопедия

Тонкая настройка Вселенной — Проверить нейтральность. На странице обсуждения должны быть подробности … Википедия

КРИТИЧЕСКАЯ ПЛОТНОСТЬ ВСЕЛЕННОЙ — плотн. в ва во Вселенной, определяющая геом. свойства пространства в космологич. моделях, построенных на основе общей теории относительности. Определяется выражением: р = = ЗН2/(8п(пи)С), где Н постоянная Хаббла, С гравитац. постоянная;… … Естествознание. Энциклопедический словарь

История развития представлений о Вселенной — С ранних времен человек задумывался об устройстве окружающего его мира как единого целого. И в каждой культуре оно понималось и представлялось по разному. Так, в Вавилоне жизнь на Земле тесно связывали с движением звезд , а в Китае идеи гармонии… … Википедия

Источник