Почему вселенная расширяется? И как долго?
Наша вселенная расширяется. С ускорением. Каждую секунду пространство между космическими галактиками растет все быстрее и быстрее.
Какова будет конечная судьба Вселенной — вечное расширение или великий крах? Ключом к этому является понимание «темной энергии» — самой большой загадки современной астрофизики, которая также является причиной ускорения, которое началось внезапно 4-5 миллиардов лет назад.
Только в конце двадцатого века ученые обнаружили, что вселенная расширяется с ускорением. Его начало — около 5 миллиардов лет назад, относительно скоро до возраста вселенной, которой почти 14 миллиардов лет. Это оказался огромным сюрпризом для всех ученых, потому что, согласно тогдашним теориям, вселенная должна замедляться, а не ускорять свое расширение.
На самом деле, сам Эйнштейн столкнулся с проблемами, связанными с идеей об изменяющейся, а не статичной вселенной. Великий ученый считает, что почти до самого конца своей жизни вселенная должна быть статичной и неизменной — и при этом она не должна расширяться или уменьшаться. Именно по этой причине он меняет свои уравнения, которые говорят об обратном, и добавляет к ним так называемые космологическая постоянная, которая препятствует расширению пространства.
Когда в 1929 году американский астроном Эдвин Хаббл открыл так называемую красное смещение галактик, становится ясно, что кажется, что все другие галактики в космосе «убегают» от нас.
Когда автомобиль движется к нам, его звук меняется, а когда галактика движется, ее «цвет» меняется, и мы можем определить, приближается ли он к Земле или удаляется от нее.
Хаббл наблюдает за смещением видимого света галактик в красный спектр, что означает, что объект удаляется, и мы можем измерить его скорость. Это так называемый закон Хаббла, и скорость расширения сегодня известна как постоянная Хаббла (около 72 км в секунду на мегапарсек, равная 1 парсек = 31 триллион километров или 206 265 раз расстояния между Землей и Солнцем, и 1 мегапарсек = 1 миллион парсек).
Поэтому единственно возможное объяснение состоит в том, что пространство вселенной расширяется и не может быть статичным. И хотя эксперименты Хаббла являются эмпирическим доказательством, математическое изложение этого факта было сделано еще раньше бельгийским математиком Жоржем Ломмером в 1927 году. Перед лицом этого доказательства Эйнштейн отказался от космологической постоянной и даже назвал ее «самой большой ошибкой в его карьера».
Сегодня, однако, совершенно неожиданно, что нам снова нужна космологическая константа, хотя и немного другим способом.
Теория большого взрыва и эволюция вселенной
Как только станет ясно, что галактики убегают друг от друга, логично предположить, что в начале все они были сгруппированы в одном месте. Более того, мы можем предположить, что в самом начале вселенная была сжата в одну взорвавшуюся точку. Так рождается теория большого взрыва.
Сегодня это одна из широко признанных и проверенных теорий развития вселенной. Причина в ее огромной объяснительной силе. Действительно, если все когда-либо было собрано в одной точке, то это состояние должно быть с огромной температурой и невероятной плотностью. Моделирование таких условий является одной из задач современных ускорителей частиц, таких как Большой адронный ускоритель в ЦЕРНе. Объясняя появление химических элементов в результате Большого взрыва, Первичный нуклеосинтез, также является одним из больших успехов теоретической ядерной физики.
Но это остается проблемой. Предполагая, что был начальный Большой взрыв, который «раздувает вселенную» и обеспечивает сравнительную однородность пространства в большом масштабе, и в любом направлении, которое так, и мы наблюдаем это, если будет какой-либо энергетический след этого первичного колоссального взрыва, который мы можем видеть? Оказывается, есть доказательство.
Это так называемый космическое микроволновое фоновое излучение, также называемое остаточным или реликтовым излучением. Идея состоит в том, что, когда вселенная очень молода, она находится в чрезвычайно плотном и горячем состоянии плазмы и непрозрачна. Во время процесса расширения его температура снижается, и он начинает охлаждаться. При более низкой температуре могут образовываться стабильные атомы, но они не могут поглощать тепло, и Вселенная становится прозрачной (примерно через 300-400 лет после взрыва). Это время, когда испускаются первые фотоны, которые даже сегодня циркулируют в пространстве и могут быть обнаружены нами. Поэтому их излучение называется реликтовым, т.е. остаточное. Этот момент — также самая далекая вещь, которую мы можем видеть с нашими телескопами.
В 1964 году два радиоастронома — Арно Пензиас и Роберт Уилсон — экспериментально обнаружили эффект реликтового фона — устойчивый микроволновый «шум» с температурой около 2,7 Кельвина, равномерный в любой точке неба без связи со звездой или другим объектом. Это голос космоса, остаток взрыва, породившего нашу вселенную. Это окончательное доказательство справедливости теории Большого взрыва, за которую два радиоастронома получили Нобелевскую премию в 1978 году.
Космическое микроволновое фоновое излучение
Помимо неоспоримого доказательства Большого взрыва, реликтовое излучение дало нам еще кое-что. Зонд WMAP (микроволновый зонд анизотропии Уилкинсона), запущенный в 2001 году, отображает космическое фоновое излучение в наблюдаемой Вселенной. Различный цвет рисунка соответствует небольшой разнице в температуре излучения. В результате излучение является однородным с точностью до пяти знаков после запятой. Однако там, после пятого знака, что-то интересное и удивительное — темная материя.
Он взаимодействует только гравитационно, и мы не можем установить или доказать это каким-либо другим способом. По оценкам, его содержание составляет около 25 процентов от общей плотности вселенной, в то время как обычная, наша материя, составляет всего 4-5 процентов.
Хотя темную материю нельзя наблюдать непосредственно, ее присутствие было предложено Фрицем Цвицким в 1934 году для объяснения так называемой «Проблема с недостающей массой».
Оказывается, что галактики не могут быть стабильными и вращаться, как они это делают, если не существует огромного количества скрытой массы, удерживающей звезды в соединенной галактике. Результаты исследования космического фонового излучения однозначно подтверждают наличие большого количества темной материи.
Результаты WMAP также можно использовать для проверки геометрии юниверса — закрытой, открытой или плоской.
Сегодня мы знаем, что Вселенная плоская с точностью до 0,5 процента. Это хорошо, но это также означает, что в зависимости от плотности вещества и энергии во вселенной у нас может быть другой конец эволюции пространства. Если общая плотность (так называемый космологический параметр Омеги) превышает критическую массу, Вселенная может сжаться в так называемую Большой крах, прямо противоположный большому взрыву. Или, наоборот, мы можем расширяться до бесконечности, пока сама вселенная не станет довольно холодной, пустынной и относительно скучной. Это теория Большого охлаждения.
Темная энергия и конечная судьба Вселенной
На самом деле, как мы можем знать, что произошло с пространством Вселенной, и что будет с ним в будущем? Поскольку скорость света ограничена, чем дальше находится объект, тем дольше свет должен будет добраться до нас. Например, путь света от нашего Солнца до Земли составляет чуть более 8 минут. Наблюдая с помощью наших телескопов далеких звезд, мы на самом деле видим прошлое, когда ловим свет, который давно покинул их и только сейчас достигает нас. Тогда, если мы знаем, что наблюдаем два одинаковых объекта, но на разном расстоянии, мы можем вывести изменение пространства между ними во времени.
Объекты, которые относительно «идентичны» в космосе, известны как стандартные свечи.
Это могут быть переменные звезды особого типа, так называемые Цефеиды. Они пульсируют одинаково, т.е. излучать один и тот же световой поток через равные промежутки времени. Другими такими объектами, которые являются еще более точными показателями расстояний, являются вспышки сверхновых типа IA. Они представляют собой термоядерное разрушение звезды (фактически пары звезд). Из-за особенностей процесса всегда выделяется одна и та же энергия. Вот почему сверхновые IA — наши самые известные стандартные свечи.
В частности, в 1997 году исследования сверхновых показали, что Вселенная расширяется с ускорением. Поскольку энергия вспышки всегда одна и та же, разница, которую мы наблюдаем (более тусклые или более яркие вспышки), обусловлена исключительно разницей в динамике пространства. Таким образом, мы можем получить карту эволюции пространства во времени. Оказывается, что в первые 8-9 миллиардов лет после взрыва Вселенная замедляется, как и следовало ожидать, а затем внезапно начинает расширяться с ускорением!
Это огромный парадокс, и причина ускоренного расширения пока неизвестна. Чтобы объяснить это, ученые вновь вводят космологическую постоянную Эйнштейна в уравнения, но с противоположным знаком — то есть он действует как антигравитация и целесообразно расширяет пространство.
Тем не менее похоже, что Эйнштейн не так сильно ошибался.
Сегодня мы знаем, что темная энергия занимает около 70 процентов от общей плотности энергии Вселенной. Мы понятия не имеем, почему он начинает свое действие или какова его природа. Вполне возможно, что его сила будет уменьшаться или увеличиваться со временем.
В зависимости от этого, есть два сценария конца нашей вселенной. Если космологическая постоянная продолжает работать и расти, мы будем расширяться вечно. Если, наоборот, его сила уменьшается и гравитация побеждает, тогда концом нашего космоса может стать Великое Падение. Тогда, почему бы и нет, возможно, новая вселенная родится в новом космическом Большом Взрыве. Но пока это просто загадки, ответы на которые скоро будут раскрыты.
Источник
Как понять: Вселенная расширяется быстрее скорости света
Как учёные доказали и с какой нарастающей скоростью Вселенная расширяется, тема сегодняшней статьи.
Общие сведения
Ещё в середине 19 века австрийский физик Доплер открыл явление, при котором частота звука (частота – количество повторений за определённый момент времени) уменьшается от удаляющегося объекта и увеличивается от приближающегося. Позже было установлено, что такому явлению поддаётся и свет.
Вследствие чего, когда космическое небесное тело отдаляется от наблюдателя, то телу придаётся красный оттенок, когда приближается – фиолетовый. Видимую часть света можно разложить на 7 цветов: от красного до фиолетового.
Цвета различаются длинами волн. Наибольшая длина волны в красном диапазоне, наименьшая в фиолетовом. Чем быстрее объект отдаляется от наблюдателя, тем больший будет эффект красного смещения.
В начале 20 века, в силу гравитационного притяжения любого тела, астрономы были уверены, со временем Вселенная сожмётся и уменьшится в размерах. Однако Эдвин Хаббл в 1929 году обнаружил методом эффекта Доплера , что далёкие галактики не приближаются, а отдаляются, причём с увеличивающейся скоростью.
Эта новость стала сенсацией для всего мира. Оказалось, что Вселенная не сокращается, а расширяется с ускорением. Только в Космосе эффект красного смещения становится заметным на расстояниях больше чем 10 миллионов световых лет (1 световой год = 9,5 триллиона км).
Наша галактика Млечный Путь входит в местную группу из 50 галактик, главная Андромеда. Через несколько миллиардов лет местная группа превратится в одну галактику. Ближние галактики не отдаляются друг от друга, гравитация побеждает. Размер местной группы
3 миллиона световых лет.
Что заставляет расширяться Вселенную?
Учёные мало знают об этом явлении, дали общее название — Тёмная энергия . Однако в 21 веке астрономы установили силу растягивания Вселенной по отношению к закону всемирного тяготения. Сила Тёмной энергии больше силы гравитации в очень мизерное число, в 0,0000000. 1 (122 нуля после запятой и 1 в конце).
Практически 0, но благодаря этому числу Вселенная расширяется. Если бы сила Тёмной энергии была бы чуть больше, вместо 122 нулей 118 после запятой, то галактики, звёзды, даже планеты никогда бы не образовались от сильного разрыва. Соответственно, жизнь бы так и не зародилась. Ну а если бы вместо 122 нулей 126, то Вселенная давно бы сократилась, попросту исчезла.
Какова нарастающая скорость расширения Вселенной?
В 2014 году с помощью космического телескопа Planck установлена примерная скорость расширения Вселенной
67,8 (км/сек)/мегапарсек . 1 мегапарсек = 3,87 миллиона световых лет.
Пример, если галактика находится на расстоянии 1 мегапарсек, то она отдаляется со скоростью 67,8 км/сек. Если же галактика расположена на расстоянии в 3 мегапарсеках, например, галактика Maffei-1 , то она отдаляется со скоростью 67,8*3 = 203,4 км/сек вместе с пространством.
Дальние галактики отдаляются с большей, чем скорость света, из-за растяжения самого пространства. То есть постулат Эйнштейна, где ничего не может двигаться быстрее скорости света не нарушается.
О тех галактиках человечество так ничего не узнает, так как излучаемый свет от них никогда не достигнет Земли. Наша галактика также движется быстрее скорости света относительно дальних галактик.
И неважно, где бы объект не находился, относительно него Вселенная будет расширяться, а сам он расположен как бы в центре. Возможно, учёные когда-нибудь определят центр всего.
Понравилась статья, подписывайтесь на канал, ставьте лайк, делитесь информацией в социальных сетях. Дальше будет интереснее!
Источник
Ученые уточняют, насколько быстро расширяется Вселенная
Анализ, проведенный группой, открывает путь к более качественным измерениям в будущем с помощью телескопов из массива черенковских телескопов.
Используя самые современные технологии и методы, команда астрофизиков Университета Клемсона добавила новый подход к количественному определению одного из самых фундаментальных законов Вселенной.
Ученые Клемсона Марко Аджелло, Абхишек Десаи, Леа Маркотулли и Дитер Хартманн совместно с шестью другими учеными по всему миру разработали новое измерение постоянной Хаббла — единицы измерения, используемой для описания скорости расширения Вселенной.
«Космология — это понимание эволюции нашей Вселенной: как она развивалась в прошлом, что она делает сейчас и что произойдет в будущем, — сказал Аджелло, доцент кафедры физики и астрономии колледжа науки. – Наши знания основаны на ряде параметров, включая постоянную Хаббла, которые мы стремимся измерить как можно точнее. В этой статье наша команда проанализировала данные, полученные как с орбитальных, так и с наземных телескопов, чтобы получить одно из новейших измерений скорости расширения Вселенной.»
Концепция расширяющейся Вселенной была выдвинута американским астрономом Эдвином Хабблом (1889—1953). В начале XX века Хаббл стал одним из первых астрономов, который пришел к выводу, что Вселенная состоит из множества галактик. Его последующие исследования привели к самому известному открытию: галактики удаляются друг от друга со скоростью, пропорциональной расстоянию до них.
Первоначально Хаббл оценивал скорость расширения в 500 километров в секунду на мегапарсек, при этом мегапарсек был эквивалентен примерно 3,26 миллиона световых лет. Хаббл пришел к выводу, что галактика, находящаяся в двух мегапарсеках от нашей галактики, удаляется в два раза быстрее, чем галактика, находящаяся всего в одном мегапарсеке. Эта оценка стала известна как постоянная Хаббла, которая впервые доказала, что Вселенная расширяется.
С помощью постоянно совершенствующихся технологий астрономы пришли к измерениям, которые значительно отличались от первоначальных расчетов Хаббла — замедление скорости расширения до 50-100 километров в секунду на мегапарсек. А в последнее десятилетие сверхсовременные приборы, такие как спутник Планка, значительно повысили точность первоначальных измерений Хаббла.
В статье, озаглавленной «Новое измерение постоянной Хаббла и содержания вещества во Вселенной с использованием внегалактического фонового ослабления гамма-излучения», группа сравнила последние данные об ослаблении гамма-лучей с помощью космического телескопа Ферми и атмосферных телескопов Черенкова, чтобы разработать свои оценки на основе моделей внегалактического фонового света. Эта новая стратегия привела к измерению, равному приблизительно 67,5 километров в секунду на мегапарсек.
Гамма-лучи — самая высокоэнергетическая форма света. Внегалактический фоновый свет (EBL) — это космический туман, состоящий из всего ультрафиолетового, видимого и инфракрасного света, испускаемого звездами или пылью в их окрестностях. Когда гамма-лучи и EBL взаимодействуют, они оставляют заметный отпечаток — постепенную потерю потока, который ученые смогли проанализировать при формулировании своей гипотезы.
Ученые Марко Аджелло (Marco Ajello), Абхишек Десаи (Abhishek Desai), Леа Маркотулли (Lea Marcotulli) и Дитер Хартманн (Dieter Hartmann) совместно с шестью другими учеными по всему миру разработали новое измерение постоянной Хаббла.
«Астрономическое сообщество вкладывает очень большие деньги и ресурсы в создание точной космологии со многими различными параметрами, включая постоянную Хаббла, — сказал Дитер Хартманн, профессор физики и астрономии. — Наше понимание этих фундаментальных констант определило Вселенную такой, какой мы ее знаем сейчас. Когда наше понимание законов становится более точным, наше определение Вселенной также становится более точным, что приводит к новым озарениям и открытиям.»
Распространенной аналогией расширения Вселенной является воздушный шар, усеянный точками, причем каждая точка представляет собой галактику. Когда шар надувается, пятна распространяются все дальше и дальше друг от друга.
«Некоторые теоретики предполагают, что воздушный шар расширится до определенного момента времени, а затем снова схлопнется, — сказал Десаи, аспирант-исследователь на кафедре физики и астрономии. — Но самое распространенное убеждение состоит в том, что Вселенная будет продолжать расширяться до тех пор, пока все не окажется настолько далеко друг от друга, что больше не будет наблюдаемого света. В этот момент Вселенную постигнет холодная смерть. Но нам не о чем беспокоиться. Если это случится, то через триллионы лет.»
Но если аналогия с воздушным шаром правильна, то что именно надувает воздушный шар?
«Материя — звезды, планеты, даже мы — это лишь малая часть общего состава Вселенной, — объяснил Аджелло. — Большая часть Вселенной состоит из темной энергии и темной материи. И мы верим, что это темная энергия «надувает воздушный шар». Темная энергия отталкивает вещи друг от друга. Гравитация, которая притягивает объекты друг к другу, является более сильной силой на локальном уровне, поэтому некоторые галактики продолжают сталкиваться. Но на космических расстояниях темная энергия является доминирующей силой.»
«Замечательно, что мы используем гамма-лучи для изучения космологии. Наша методика позволяет нам использовать независимую стратегию — новую методологию, независимую от существующих, — чтобы измерить важнейшие свойства Вселенной, — сказал Домингес, который также является научным сотрудником в группе Аджелло. — Наши результаты показывают зрелость, достигнутую в последнее десятилетие относительно области высокоэнергетической астрофизики. Анализ, который мы разработали, открывает путь к более качественным измерениям в будущем с использованием массива телескопов Черенкова, который все еще находится в разработке и будет самым амбициозным массивом наземных высокоэнергетических телескопов когда-либо.»
Многие из этих методов, использованных в настоящей статье, соотносятся с предыдущей работой, проведенной Аджелло и его коллегами. В более раннем проекте, который появился в журнале Science, Аджелло и его команда смогли измерить весь звездный свет, когда-либо испускавшийся в истории Вселенной.
«Нам известно, что фотоны гамма-излучения от внегалактических источников движутся во Вселенной к Земле, где они могут поглощаться при взаимодействии с фотонами звездного света», — сказал Аджелло. — Скорость взаимодействия зависит от длины их путешествия во Вселенной. И длина, которую они проходят, зависит от расширения. Если расширение невелико, они перемещаются на небольшое расстояние. Если расширение велико, они перемещаются на очень большое расстояние. Таким образом, величина поглощения, которую мы измеряли, очень сильно зависела от величины постоянной Хаббла. Что мы сделали, так это изменили ее и использовали, чтобы ограничить скорость расширения Вселенной.»
Больше статей читайте на моём Телеграм-канале Quant (@proquantum)
Канал, посвящённый физике, квантовой механике и астрофизике.
Подписывайтесь и расширяйте свои знания!
Источник