Современные космологические модели Вселенной
В классической науке существовала теория стационарного состояния Вселенной, согласно которой Вселенная всегда была почти такой, как сейчас. Астрономия была статичной: изучалось движение планет и комет, описывались звезды, создавалась их классификация. Вопрос об эволюции Вселенной не ставился.
Классическая ньютоновская космология основывалась на следующих постулатах:
— пространство и время Вселенной абсолютны, они не зависят от материальных объектов процессов;
— пространство и время метрически бесконечны;
— пространство и время однородны и изотропны;
— Вселенная стационарна, не претерпевает эволюции.
Изменяться могут конкретные космические системы, но не мир в целом.
Современные космологические модели Вселенной основываются на общей теории относительности А. Эйнштейна, согласно которой свойства пространства и времени определяются распределением гравитационных масс во Вселенной.
Современная космология строит модели Вселенной, базируясь на основном уравнении тяготения, выведенном А.Эйнштейном в общей теории относительности. Уравнение тяготения Эйнштейна имеет не одно, а множество решений, чем и обусловлено наличие многих космологических моделей Вселенной.
Первая модель была разработана А.Эйнштейном в 1917 г. В соответствии с этой моделью Вселенной мировое пространство однородно и изотропно, материя в среднем распределена в ней равномерно, гравитационное притяжение масс компенсируется универсальным космологическим отталкиванием. Модель Эйнштейна носит стационарный характер, свойства пространства рассматриваются независимо от времени. Время существования Вселенной бесконечно, т.е. она не имеет ни начала, ни конца, а пространство безгранично, но конечно.
Вселенная в модели Эйнштейна стационарна, бесконечна во времени и безгранична в пространстве, но имеет конечные размеры. Эта модель в то время согласовывалась со всеми известными фактами. Вселенная Эйнштейна пространственно конечна: она имеет конечные размеры, но не имеет границ. В этой модели пространственный объем Вселенной конечен, но границ у него нет. Пространство Вселенной не распространено бесконечно во все стороны, а замыкается само на себя. Как и на поверхности сферы в нем можно совершать «кругосветные» путешествия: послав в каком-либо направлении сигнал, через некоторое время можно обнаружить, что он вернулся с противоположной стороны.
Сочетание безграничности, и в тоже время конечности, можно проиллюстрировать на примере шара. Для двумерного существа, могущего перемещаться только по поверхности шара, у него нет границ, в тоже время размер поверхности шара конечен. Размеры шара могут увеличиваться, уменьшаться, пульсировать, оставаясь при этом конечными.
В настоящее время считается достоверным наблюдательным фактом изотропность и однородность Вселенной. При этом отвлекаются от мелкомасштабной (по сравнению со всей наблюдаемой Вселенной) неоднородностью, которая проявляется в существовании галактик и их скоплений. Однородность и изотропность Вселенной следует понимать в больших масштабах. Хаббл обнаружил, что число галактик увеличивается пропорционально расстоянию до них, то есть, несмотря на локальные неоднородности в самой галактике, межгалактическое пространство со всеми звездными скоплениями и галактиками образует близкую к однородному состоянию структуру Вселенной.
Ни в одном направлении не обнаружено явных отклонений от однородности в больших масштабах. Эта высокая однородность не исключает структурированности в виде скоплений галактик. Другими словами, Вселенная однородна в больших масштабах и неоднородна в малых. Решающим аргументом в пользу однородности и изотропности Вселенной является изотропия реликтового излучения горячей Вселенной, наблюдаемого на Земле в настоящее время. Изотропия излучения свидетельствует об одинаковости условий в различных направлениях от нас.
В 1917 г. голландский астроном де Ситтер предложил другую модель, являюшуюся решением уравнения тяготения. Решение перестало быть стационарным, возникло некоторого рода космологическое отталкивание между массами, стремящееся удалить их друг от друга и растворить всю систему. Тенденция к расширению становилась заметной лишь на больших расстояниях.
Современная космология представляет собой обширную, быстро развивающуюся область знания. Теоретической основой ее явились космологические модели советского математика А.Фридмана, а наблюдательной основой
– открытие американским астрономом Хабблом красного смещения в спектрах галактик.
В 1922 г. математик и геофизик А.А.Фридман отбросил постулат о стационарности Вселенной и дал принятое в настоящее время решение космологической проблемы. Фридман доказал, что Вселенная, заполненная тяготеющим веществом, не может быть стационарной, а должна периодически расширяться или сжиматься.
Существуют несколько решений уравнения тяготения Эйнштейна, для которых характерна эволюция Вселенной. Общим для этих решений является представление об изотропности и однородности Вселенной с течением времени. Это утверждение называют космологическим постулатом.
Решение уравнений А.Фридмана допускает три возможности. Если средняя плотность вещества и излучения во Вселенной равна некоторой критической величине (10 -29 г/см 3 ), то мировое пространство оказывается евклидовым и Вселенная в этом случае неограниченно расширяется из первоначального точечного состояния. (Геометрия Евклида – это геометрия на плоскости. Кривизна пространства в ней равна нулю. Сумма углов в треугольнике равна 180 градусам. Через точку можно провести только одну прямую, параллельную данной прямой). Такая модель Вселенной получила название модели Эйнштейна – де Ситтера. Вселенная в этой модели является открытой и бесконечной.
Если плотность меньше критической, пространство обладает геометрией Лобачевского и Вселенная так же неограниченно расширяется. (Геометрия Лобачевского — геометрия на псевдосфере. Кривизна пространства в ней отрицательна. Сумма углов в треугольнике меньше 180 градусов. Через точку можно провести бесконечное множество прямых, параллельных данной). Эту модель Вселенной иногда называют моделью Фридмана – Леметера. Вселенная в этой модели открытая и бесконечная.
Если плотность больше критической, то пространство обладает геометрией Римана. (Геометрия Римана – это геометрия на сфере. Кривизна пространства в ней положительна. Сумма углов в треугольнике больше 180 градусов. Через точку нельзя провести ни одной прямой, параллельной данной). Вселенная в этой модели была когда-то сверхплотной и занимала малый объем. Затем она стала расширяться, расширение на некотором этапе сменится сжатием, которое будет продолжаться вплоть до первоначального точечного состояния. Такая Вселенная называется пульсирующей, ее объем ограничен. Вселенная в этой модели является закрытой и конечной.
Леметером предложено решение, в котором пространство обладает геометрией Римана. Вселенная в этой модели расширяется вечно, но имеется квазистатическая фаза. Вселенная в модели Леметера является конечной и закрытой.
Таким образом, в зависимости от кривизны пространства различают:
— открытые модели Вселенной, в которых кривизна пространства отрицательна или равна нулю;
— закрытые модели с положительной кривизной.
До недавнего времени считалось, что средняя плотность вещества во Вселенной меньше критической, так что более вероятной представлялась модель Фридмана – Леметера с геометрией Лобачевского, т.е. пространственно бесконечная расширяющаяся Вселенная с отрицательной кривизной. Недавно получены данные, что пространство обладает геометрией Евклида. Но и в этом случае модель Вселенной получается открытой, в ней Вселенная расширяется вечно.
Расширение Вселенной считается научно установленным фактом. При изучении далеких галактик был обнаружен эффект красного смещения спектральных линий, являющийся следствием эффекта Допплера, вызванного тем, что галактики удаляются от нас. В 1929г. американский астроном Э.Хаббл обнаружил, что все галактики удаляются от нас со скоростью, пропорциональной расстоянию до них: U=Hr, где Н=4х10 17 с -1 – постоянная Хаббла, r – расстояние до галактики.
Таким образом, в настоящее время наблюдается расширение Вселенной. Дальнейшая эволюция Вселенной зависит от средней плотности вещества во Вселенной. Если средняя плотность окажется больше критической, то через 30 млрд. лет расширение Вселенной прекратится и сменится сжатием. В общей теории относительности критическая плотность определяется величиной 10 -29 г/см 3 , а средняя плотность вещества во Вселенной по современным представлениям оценивается в 3х10 -31 г/cм 3 , т.е. в 30 с лишним раз меньше. Этот вывод противоречит установленному факту евклидовости геометрии нашей Вселенной. Но определение плотности вещества во Вселенной пока ненадежно. Во Вселенной могут присутствовать еще необнаруженные виды материи (темная материя, темная энергия).
По мнению ученых, наблюдениям доступно лишь 7% имеющегося во Вселенной вещества. Около 16% вещества — это виды материи, существование которых достоверно доказано, но они пока не исследованы. Возможно, это масса нейтрино или неизвестных науке частиц или галактик. Остальное – это «темная» материя и «темная» энергия, еще неизвестные науке. По некоторым данным «темная» энергия может составлять до 70% всей материи.
Плотность, геометрическая структура и будущее Вселенной связаны между собой. Поэтому делать выводы о конечности или бесконечности Вселенной пока преждевременно.
Источник
Космологические модели Вселенной: этапы становления современной системы, особенности
Космологическая модель Вселенной — это математическое описание, которое пытается объяснить причины ее нынешнего существования. А также оно обрисовывает эволюцию во времени.
Современные космологические модели Вселенной основаны на общей теории относительности. Это то, что в настоящее время дает наилучшее представление для крупномасштабного объяснения.
Первая научно-обоснованная космологическая модель Вселенной
Из своей теории общей относительности, которая является гипотезой гравитации, Эйнштейн пишет уравнения, управляющие космосом, заполненном материей. Но Альберт думал, что тот должен быть статичным. Таким образом, Эйнштейн ввел термин, называемый постоянной космологической моделью Вселенной, в свои уравнения, чтобы получить результат.
Впоследствии, с учетом системы Эдвина Хаббла, он вернется к этой идее и признает, что космос может эффективно расширяться. Именно так выглядит Вселенная в космологической модели А. Эйнштейна.
Новые гипотезы
Вскоре после него голландец де Ситтер, русский разработчик космологической модели Вселенной Фридман и бельгийский Леметр представляют на суд знатоков нестатические элементы. Они необходимо для решения уравнений относительности Эйнштейна.
Если космос де Ситтера соответствует пустой постоянной, то согласно космологической модели Фридмана Вселенная зависит от плотности вещества внутри нее.
Основная гипотеза
У Земли нет оснований стоять в центре космоса или в каком-либо привилегированном месте.
Это первая теория классической космологической модели Вселенной. Согласно этой гипотезе мироздание рассматривается как:
- Однородное, то есть обладает одними и теми же свойствами повсюду в космологическом масштабе. Конечно, в меньшем плане бывают разные ситуации, если посмотреть, например, на Солнечную систему или куда-либо вне Галактики.
- Изотропное, то есть всегда имеет одинаковые свойства в каждом направлении, где бы не смотрел человек. Тем более, что космос не сплющен в одном направлении.
Вторая необходимая гипотеза — универсальность законов физики. Эти правила одинаковы в любом месте и в каждое время.
Рассматривать содержание Вселенной как совершенной жидкости — это еще одна гипотеза. Характерные размеры ее составляющих незначительны перед расстояниями, которые их разделяют.
Параметры
Многие просят: «Опишите космологическую модель Вселенной». Чтобы это сделать в соответствие с предыдущей гипотезой системы Фридмана-Леметра используют три параметра, которые полностью характеризуют эволюцию:
- Константа Хаббла, которая представляет скорость расширения.
- Параметр плотности массы, который измеряет соотношение между ρ исследуемой Вселенной и определенной плотности, называется критической ρc, связанной с постоянной Хаббла. Текущее значение этого параметра отмечено Ω0.
- Космологическая постоянная, отмеченная Λ, представляет собой силу, противоположную гравитации.
Плотность материи является ключевым параметром для предвидения ее эволюции: если она очень непроницаемая (Ω0> 1), гравитация сможет победить расширение, и космос вернется в свое первоначальное состояние.
В противном случае увеличение будет продолжаться вечно. Чтобы это проверить, опишите космологическую модель Вселенной согласно теории.
Интуитивно понятно, что человек может осознать эволюцию космоса в соответствии с количеством вещества внутри.
Большое число приведет к закрытой Вселенной. Это закончится в своем начальном состоянии. Небольшое количество вещества приведет к открытой вселенной с бесконечным расширением. Значение Ω0 = 1 приводит к частному случаю плоского космоса.
Смысл критической плотности ρc составляет около 6 х 10 –27 кг/м 3 , то есть два атома водорода на кубический метр.
Эта очень низкая цифра объясняет, почему современная космологическая модель строения Вселенной предполагает пустой космос, и это не так плохо.
Закрытое или открытое мироздание?
Плотность вещества внутри вселенной определяет ее геометрию.
Для высокой непроницаемости можно получить замкнутый космос с положительной кривизной. Но с плотностью ниже критической выйдет открытая Вселенная.
Необходимо отметить, что закрытый тип обязательно имеет законченный размер, тогда как плоская или открытая Вселенная может быть конечной или бесконечной.
Во втором случае сумма углов треугольника меньше 180°.
В замкнутой (например, на поверхности Земли) эта цифра всегда больше 180°.
Все измерения до сих пор не позволили выявить искривление космоса.
Космологические модели Вселенной кратко
Измерения ископаемого излучения с помощью шара Бумеранга вновь подтверждают гипотезу плоского космоса.
Гипотеза о плоском космосе наилучшим образом согласуется с экспериментальными данными.
Измерения, выполненные WMAP и спутником Планка, подтверждают эту гипотезу.
Итак, Вселенная была бы плоской. Но этот факт ставит человечество перед двумя вопросами. Если она плоская, это означает, что плотность вещества равна критической Ω0=1. Но, самая большая, видимая материя во Вселенной составляет только 5 % этой непроницаемости.
Так же, как и при рождении Галактик, необходимо снова обратиться к темной материи.
Возраст Вселенной
Ученые могут показать, что он пропорционален обратной величине постоянной Хаббла.
Таким образом, точное определение этой константы является критической проблемой для космологии. Недавние измерения показывают, что сейчас космосу от 7 до 20 миллиардов лет.
Но Вселенная обязательно должна быть старше, чем ее самые старые звезды. А они оцениваются в возрасте от 13 до 16 млрд лет.
Около 14 миллиардов лет назад Вселенная начала расширяться во всех направлениях от бесконечно малой плотной точки, известной как особенность. Это событие известно как Большой взрыв.
В течение первых нескольких секунд после начала быстрой инфляции, которая продолжалась в следующие сотни тысяч лет, появились фундаментальные частицы. Которые позже составили бы материю, но она, как знает человечество, еще не существовала. В этот период Вселенная была непрозрачной, наполненной чрезвычайно горячей плазмой и мощным излучением.
Однако по мере расширения ее температура и плотность постепенно снижались. Плазму и излучение в конечном итоге заменили водород и гелий, самые простые, легкие и наиболее распространенные элементы во Вселенной. Гравитации потребовалось несколько сотен миллионов дополнительных лет, чтобы объединить эти свободноплавающие атомы в первичный газ, из которого появились первые звезды и галактики.
Это объяснение о начале времени было получено из стандартной модели космологии Большого взрыва, также известной как система Лямбда — холодная темная материя.
Космологические модели Вселенной основаны на прямых наблюдениях. Они способны делать прогнозы, которые могут быть подтверждены последующими исследованиями, и полагаются на общую относительность, потому что эта теория дает наилучшее согласие с наблюдаемыми крупномасштабными поведениями. Космологические модели также основаны на двух фундаментальных предположениях.
Земля не расположена в центре Вселенной и не занимает особого места, поэтому космос выглядит одинаково во всех направлениях и из всех мест в большом масштабе. И одни и те же законы физики, действующие на Земле, применяются во всем космосе независимо от времени.
Следовательно, то, что человечество наблюдает сегодня, может быть использовано для объяснения прошлого, настоящего или для помощи в прогнозировании будущих событий в природе, независимо от того, насколько далеко расположено это явление.
Невероятно, чем дальше люди вглядываются в небеса, тем дальше они смотрят в прошлое. Это позволяет проводить общий обзор Галактик, когда они были намного моложе, чтобы можно лучше понять, как они эволюционировали по отношению к тем, которые ближе и, следовательно, намного старше. Конечно, человечество не может видеть одни и те же Галактики на разных этапах своего развития. Но могут возникнуть хорошие гипотезы, группируя Галактики по категориям на основе того, что они наблюдают.
Считается, что первые звезды образовались из газовых облаков вскоре после начала Вселенной. Стандартная модель большого взрыва предполагает, что можно найти самые ранние Галактики, заполненные молодыми горячими телами, которые придадут этим системам синий оттенок. Модель также предсказывает, что первые звезды были более многочисленными, но меньше по размеру, чем современные. И что системы иерархически выросли до своего текущего размера, поскольку маленькие Галактики со временем образовывали большие островные вселенные.
Интересно, что многие из этих прогнозов были подтверждены. Например, еще в 1995 году, когда космический телескоп Хаббла впервые посмотрел глубоко в начало времени, он обнаружил, что молодая Вселенная была заполнена слабыми синими Галактиками, которые были в тридцать — пятьдесят раз меньше Млечного пути.
Стандартная модель большого взрыва также предсказывает, что эти слияния все еще продолжаются. Поэтому человечество должно найти доказательства этой активности и в соседних Галактиках. К сожалению, до недавнего времени было мало доказательств энергичности слияний среди звезд около Млечного Пути. Это было проблемой со стандартной моделью большого взрыва, потому что предполагало, что понимание Вселенной может быть неполным или ошибочным.
Только во второй половине XX века было накоплено достаточно физических доказательств, чтобы сделать разумные модели процесса формирования космоса. Нынешняя стандартная система большого взрыва была разработана на основе трех основных экспериментальных данных.
Расширение Вселенной
Как и в случае с большинством моделей природы, она претерпела последовательные усовершенствования и создала значительные трудности, которые подпитывают дальнейшие исследования.
Один из увлекательных аспектов космологического моделирования заключается в том, что он выявляет ряд балансов параметров, которые должны поддерживаться достаточно точно для Вселенной.
Вопросы
Стандартная космологическая модель Вселенной — это большой взрыв. И хотя доказательства, подтверждающие ее, огромны, она не без проблем. Трефил в книге «Момент творения» хорошо показывает эти вопросы:
- Проблема антивещества.
- Сложность формирования Галактики.
- Проблема горизонта.
- Вопрос плоскостности.
Проблема антивещества
После начала эры частиц. Не существует никакого известного процесса, который мог бы изменить чистое число крупиц Вселенной. К тому времени, когда космос устарел на миллисекунды, баланс между веществом и антивеществом был исправлен навсегда.
Основной частью стандартной модели материи во Вселенной является идея парного производства. Это демонстрирует рождение электрон-позитронных дублей. Обычный тип взаимодействия между рентгеновскими лучами высокой жизни или гамма-излучением и типичными атомами преобразует большую часть энергии фотона в электрон и его античастицу, позитрон. Массы крупиц следуют соотношению Эйнштейна E = mc 2 . Произведенная бездна имеет равное количество электронов и позитронов. Поэтому если бы все процессы массового производства были парными, во Вселенной было бы точно такое же количество вещества и антивещества.
Ясно, что в том, как природа относится к материи, есть некоторая асимметрия. Одним из перспективных направлений исследования является нарушение СР-симметрии при распаде частиц слабым взаимодействием. Основным экспериментальным доказательством является разложение нейтральных каонов. Именно они показывают небольшое нарушение симметрии СР. При распаде каонов на электроны человечество имеет четкое различие между веществом и антивеществом, и это может быть одним из ключей к преобладанию материи во Вселенной.
Новое открытие на большом адронном коллайдере — разница в скорости распада D-мезона и его античастицы — 0,8 %, что может стать еще одним вкладом в решение вопроса антивещества.
Проблема формирования Галактики
Случайных неоднородностей в расширяющейся Вселенной недостаточно для образования звезд. При наличии быстрого расширения гравитационное притяжение слишком медленное, чтобы Галактики могли сформироваться с какой-либо разумной моделью турбулентности, созданной самим расширением. Вопрос о том, как могла возникнуть крупномасштабная структура Вселенной, был главной нерешенной проблемой в космологии. Поэтому ученые вынуждены смотреть на период до 1 миллисекунды, чтобы объяснить существование галактик.
Проблема горизонта
Микроволновое фоновое излучение с противоположных направлений в небе характеризуется той же самой температурой в пределах 0,01 %. Но области пространства, из которого они были излучаемы, на 500 тыс. лет было более светлым временем транзита. И поэтому они не могли быть сообщены друг с другом, чтобы установить видимое тепловое равновесие — они были за пределами горизонта.
Эта ситуация также называется «проблемой изотропии», поскольку фоновое излучение, двигающееся со всех сторон в космосе, является почти изотропным. Один из способов выразить вопрос состоит в том, чтобы сказать, что температура частей пространства в противоположных от Земли направлениях почти одинакова. Но как они могут находиться в тепловом равновесии друг с другом, если они не могут общаться? Если кто-либо рассматривал предельное время возврата в 14 миллиардов лет, полученное из постоянной Хаббла 71 км/с на мегапарсек, как это было предложено WMAP, то замечал, что эти отдаленные части Вселенной находятся на расстоянии 28 миллиардов световых лет друг от друга. Так, почему у них точно такая же температура?
Для того чтобы понять проблему горизонта, достаточно быть вдвое больше возраста Вселенной, но, как указывает Шрамм, если посмотреть на эту проблему с более ранних перспектив, она станет еще более серьезной. В то время, когда фотоны были фактически испущены, они были бы в 100 раз больше возраста Вселенной или 100 раз причинно отключены.
Эта проблема является одним из направлений, которое привело к инфляционной гипотезе, выдвинутой Аланом Гутом в начале 80-х годов прошлого столетия. Ответ на вопрос горизонта с точки зрения инфляции заключается в том, что в самом начале процесса Большого взрыва был период невероятно быстрой инфляции, который увеличил размер Вселенной на 10 20 или 10 30 . Это значит, что наблюдаемый космос в настоящее время внутри этого расширения. Излучение, которое можно увидеть, является изотропным, потому что все это пространство «надувается» из крошечного объема и имеет практически идентичные начальные условия. Это способ объяснить, почему части Вселенной настолько далеки, что они никогда не могли общаться друг с другом, выглядят одинаково.
Проблема плоскостности
Становление современной космологической модели Вселенной очень обширно. Наблюдения показывают, что количество вещества в космосе, несомненно, больше, чем одна десятая и, конечно, меньше критического количества, необходимого для прекращения расширения. Здесь есть хорошая аналогия — мяч, брошенный из земли, замедляется. С той же скоростью, что и у маленького астероида, он никогда не остановится.
В начале этого теоретического броска с системы может показаться, что он был брошен с правильной скоростью, чтобы двигаться вечно, замедляясь до нуля на бесконечном расстоянии. Но с течением времени это становилось все более очевидным. Если бы кто-либо пропустил окно скоростей даже на небольшую величину, то после 20 миллиардов лет путешествий все равно казалось, что мяч бросили с правильной скоростью.
Любые отклонения от плоскостности со временем преувеличиваются, и на этой стадии Вселенной крошечные неровности должны были значительно усилиться. Если плотность нынешнего космоса кажется очень близкой к критической, то она должна была быть еще ближе к плоской в более ранние эпохи. Алан Гут считает лекцию Роберта Дике одним из факторов влияния, которое поставило его на путь инфляции. Роберт указал, что плоскостность современной космологической модели Вселенной потребует, чтобы она была плоской до одной части в 10–14 раз в секунду после большого взрыва. Кауфманн предполагает, что сразу после него плотность должна была быть равна критической, то есть до 50 знаков после запятой.
В начале 1980-х Алан Гут предположил, что после планковского времени, составляющего 10 –43 секунды, был короткий период чрезвычайно быстрого расширения. Эта инфляционная модель была способом решения как проблемы плоскостности, так и вопросы горизонта. Если Вселенная раздулась на 20–30 порядков, то свойства чрезвычайно маленького объема, который можно было бы считать тесно связанным, распространялись сегодня по всей известной Вселенной, что вносило вклад как в крайнюю плоскостность, так и в чрезвычайно изотропную природу.
Именно так можно описать современные космологические модели Вселенной кратко.
Источник