Методы изучения Вселенной

 

Особенности наблюдений звёздных скоплений

 

Популяция белых карликов в шаровом звёздном скоплении NGC 6397. Синие квадраты — гелиевые белые карлики, фиолетовые кружки — «нормальные» белые карлики с высоким содержанием углерода.

Главное свойство шаровых скоплений для наблюдательной космологии — много звёзд одного возраста в небольшом пространстве. Это значит, что если каким-то способом измерено расстояние до одного члена скопления, то различие в расстоянии до других членов скопления пренебрежимо мало.

Одновременное формирование всех звёзд скопления позволяет определить его возраст: опираясь на теорию звёздной эволюции, строятся изохроны на диаграмме «цвет — звёздная величина», то есть кривые равного возраста для звёзд различной массы. Сопоставляя их с наблюдаемым распределением звёзд в скоплении, можно определить его возраст.

Метод имеет ряд своих трудностей. Пытаясь их решить, разные команды, в разное время получали разные возраста для самых старых скоплений, от ~8 млрд лет, до ~ 25 млрд лет.

В галактиках шаровые скопления, входящие в старую сферическую подсистему галактик, содержат множество белых карликов — остатков проэволюционировавших красных гигантов относительно небольшой массы. Белые карлики лишены собственных источников термоядерной энергии и излучают исключительно за счёт излучения запасов тепла. Белые карлики имеют приблизительно одинаковую массу звёзд-предшественниц, а значит — и приблизительно одинаковую зависимость температуры от времени. Определив по спектру белого карлика его абсолютную звёздную величину на данный момент и зная зависимость время—светимость при остывании, можно определить возраст карлика

Однако данный подход связан как с большими техническими трудностями, — белые карлики крайне слабые объекты, — необходимо крайне чувствительные инструменты, чтоб их наблюдать. Первым и пока единственным телескопом, на котором возможно решение данной задачи является космический телескоп им. Хаббла. Возраст самого старого скопления по данным группы, работавшей с ним: млрд лет, однако, результат оспаривается. Оппоненты указывают, что не были учтены дополнительные источники ошибок, их оценка млрд лет. Разрешить спор возможно только на телескопах нового класса, которые лишь планируется ввести в строй.

 

Особенности наблюдений непроэволюционировавших объектов

 

NGC 1705 — галактика типа BCDG

Объекты, фактически состоящие из первичного вещества, дожили до нашего времени благодаря крайне малому темпу их внутренней эволюции. Одновременно это и преимущество, и недостаток: с одной стороны, это позволяет изучать первичный химический состав элементов, а также, не сильно вдаваясь в подробности и основываясь на лабораторных законах ядерной физики, оценить возраст подобных объектов, что даст нижний предел на возраст Вселенной в целом. С другой стороны, данные объекты крайне трудно изучать: невысокий темп внутренней эволюции означает и невысокую светимость.

К такому типу можно отнести: звёзды малой массы с низкой металличностью (так называемые G-карлики), низкометалличные области HII, а также карликовые неправильные галактики класса BCDG (Blue Compact Dwarf Galaxy).

При определении обильности лития использовались массивные звёзды звёздного населения типа II. Такие звёзды имеют спокойную, не конвективную атмосферу, благодаря чему литий остаётся на поверхности, не рискуя сгореть в более горячих внутренних слоях звезды. Измеренное таким образом современное значение обилия лития:

 

A(Li) = 12 + log(Li / H) = 2.12.

 

У звезды CS31082-001, принадлежащей звёздному населению типа II, были обнаружены линии и измерены концентрации в атмосфере тория и урана. Эти два элемента имеют различный период полураспада, поэтому со временем их соотношение меняется, и если как-то оценить первоначальное соотношение обильностей, то можно определить возраст звезды. Оценить можно двояким способом: из теории r-процессов, подтверждённой как лабораторными измерениями, так и наблюдениями Солнца; или можно пересечь кривую изменения концентраций за счёт распада и кривую изменения содержания тория и урана в атмосферах молодых звёзд за счёт химической эволюции Галактики. Оба метода дали схожие результаты: 15,5±3,2 млрд. лет получены первым способом, млрд. лет — вторым.

Слабо металличные BCDG-галактикам (всего их существует ~10) и зоны HII — источники информации по первичному обилию гелия. Для каждого объекта из его спектра определяется металличность (Z) и концентрация He (Y). Экстраполируя определённым образом диаграмму Y-Z до Z=0, получают оценку первичного гелия.

Итоговое значения Yp разнится от одной группы наблюдателей к другой и от одного периода наблюдений к другому. Так, одна, состоящая из авторитетнейших специалистов в этой области: Изотова и Тхуан (Thuan) получили значение Yp=0,245±0,004 по BCDG-галактикам, по HII — зонам на данный момент (2010) они остановились на значении Yp=0,2565±0,006. Другая авторитетная группа во главе с Пеймберт (Peimbert) получали также различные значения Yp, от 0,228±0,007 до 0,251±0,006.

 

Теоретические модели

 

Современные космологические модели очень сложны, а иногда используют пока неподтвержденные гипотезы. К примеру, ко Вселенной применяются уравнения ОТО, хотя ОТО — это теория, хорошо подтверждённая только в масштабах Солнечной системы, и её использование в масштабе галактик и Вселенной в целом может быть подвергнуто сомнению. Космологические модели были бы много проще, если бы протон не был стабильной частицей и распадался бы, чего современные эксперименты в физических лабораториях не подтверждают; и этот список можно продолжить. Но на данный момент с таким положением дел приходится мириться, так как лучшего объяснения наблюдательных данных пока не существует.

Космология — скорее описательная наука, чем предсказательная, и многие её наблюдения, если запастись большой долей фантазии и изобретательности, можно трактовать по разному. Волей-неволей, но приходится обращаться к неким предположениям, принципам, в том числе и философским. Сейчас практически все согласны, что любая модель Вселенной должна удовлетворять так называемому «космологическому принципу». Согласно ему в больших пространственных масштабах во Вселенной нет выделенных областей и направлений. Следствием такого постулата является однородность и изотропность материи во Вселенной на больших масштабах (> 100 Мпк).

Пространственная однородность и изотропность не запрещает неоднородности во времени, то есть существования выделенных последовательностей событий, доступных всем наблюдателям. Сторонники теорий стационарной Вселенной иногда формулируют «совершенный космологический принцип», согласно которому свойствами однородности и изотропности должно обладать четырёхмерное пространство-время. Однако наблюдаемые во Вселенной эволюционные процессы, по всей видимости не согласуются с таким космологическим принципом.

В общем случае для построения модели применяются следующие теории и разделы физики:

1. Равновесная статистическая физика, её основные понятия и принципы, а также теория релятивистского газа.
2. Теория гравитации (обычно ОТО).
3. Некоторые сведения из физики элементарных частиц: список основных частиц, их характеристики, типы взаимодействия, законы сохранения.

Комбинируя их пытаются в первую очередь объяснить три фундаментальных явления: расширение Вселенной, наблюдаемую крупномасштабную структуру Вселенной и распространенность химических элементов. Основными теориями на сегодняшний день в совокупности описывающие все эти три явления являются:

 

Теория Большого Взрыва.Описывает химический состав Вселенной.

Теория стадии инфляции.Объясняет причину расширения.

Модель расширения Фридмана.Описывает расширение.

Иерархическая теория.Описывает крупномасштабную структуру.

 

Зелёный цвет означает абсолютно доминирующие теории, янтарный — признана многими, но широко обсуждаемая, алый — испытывающая большие проблемы в последнее время, но поддерживаемая многими теоретиками.

 

Модель расширяющейся Вселенной

 

Модель расширяющейся Вселенной описывает сам факт расширения. В общем случае игнорируется, когда и почему Вселенная начала расширяться, то есть теория Большого Взрыва — лишь частный случай модели расширяющейся Вселенной. В основе большинства моделей расширяющейся Вселенной лежит ОТО и её геометрический взгляд на природу гравитации. Изотропно расширяющуюся среду удобно рассматривать в системе координат, расширяющихся вместе с материей. Таким образом, расширение Вселенной формально сводится к изменению масштабного фактора всей координатной сетки, в узлах которой «посажены» галактики. Такую систему координат называют сопутствующей. Начало же отсчёта обычно прикрепляют к наблюдателю.

Единой точки зрения, является ли Вселенная действительно бесконечной или конечной в пространстве и объёме, не существует. Тем не менее, наблюдаемая Вселенная, включающая все местоположения, которые могут воздействовать на нас с момента Большого Взрыва, конечна, поскольку конечна скорость света и существовал Большой Взрыв.

Модель Фридмана

 

Стадия	Эволюция a(η)	Параметр Хаббла
Инфляционная
Радиационное доминирование
Пылевая стадия
Λ-доминирование

 

В рамках ОТО вся динамика Вселенной может быть сведена к простым дифференциальным уравнениям для масштабного фактора a(t) — величины отражающая изменение расстояний в однородно сжимающихся пространствах[65]:

• Уравнению энергии

 

 

• Уравнению движения

 

 

• Уравнению неразрывности

 

k — кривизна пространства (принимает значения −1 0 1), Λ — космологическая постоянная, ρ — средняя плотность Вселенной, P — давление, с — скорость света.

Для подобной модели интервал между двумя событиями записывается следующим образом:

 

ds2 = c2dt2 − a2(t)dR2

 

где dR² описывает геометрические свойства пространства. В таких системах координат изменение расстояния между двумя точками (l), покоящимися в сопутствующей системе координат происходит по следующему закону:

 

Это не что иное, как закон Хаббла, где параметр Хаббла есть меняющаяся от времени величина:

 

 

Также в этой модели появляется различные типы расстояний: угловое и фотометрическое. Угловым расстоянием мы назовем расстояние, вычисляемое по видимому угловому расстоянию объекта (θ) и его линейному размеру объекта (D):

 

до какого-то момента такое расстояние увеличивается, а после начинает уменьшаться, само пространство начинает играть роль гигантской гравитационной линзы.

Фотометрическое расстояние, это расстояние вычисляемое с помощью источника, известной светимости (L) и принимаемый от него поток излучения (F):

 

 

Время с начала расширения, часто называемого возрастом Вселенной:

 

Иногда в различного рода моделях переходят от космологического времени t к конформному η следующим образом:

 

a(η)dη = dt

 

Эволюция расширения

 

Ход расширения в общем случае зависит от значений космологической постоянной Λ, кривизны пространства k и уравнения состояния (P(ρ)). Однако качественно эволюцию расширения можно оценить, опираясь на достаточно общие предположения.

 

Состав Вселенной по данным WMAP

 

В современной общепринятой модели расширения космологическая постоянная положительна и существенно отлична от нуля, то есть на больших масштабах возникают силы антигравитации. Природа таких сил неизвестна, теоретически подобный эффект можно было бы объяснить действием физического вакуума, однако ожидаемая плотность энергии оказывается на много порядков больше, чем энергия, соответствующая наблюдаемому значению космологической постоянной — проблема космологической постоянной.

Остальные варианты на данный момент представляют только теоретический интерес, однако это может измениться при появлении новых экспериментальных данных. Современная история космологии уже знает подобные примеры: модели с нулевой космологической постоянной безоговорочно доминировали (помимо короткого всплеска интереса к другим моделям в 1960-е гг.) с момента открытия Хабблом космологического красного смещения и до 1998 года, когда данные по сверхновым типа Ia убедительно опровергли их.

На сегодняшний момент в стандартной модели считается, что k=0 (это проверяется с точностью до нескольких десятых долей процента), тогда плотность тёмной энергии составляет 72 % от всей энергии Вселенной, а основной вклад в плотность материи вносит невидимое вещество, участвующее только в гравитационном взаимодействии (тёмная материя) — её почти в 6 раз больше, чем барионной материи. Эти значения основаны на наблюдениях сверхновых типа Ia, исследованиях флуктуаций реликтового излучения, корреляционных функциях и спектрах пространственного распределения галактик, данных о гравитационном линзировании скоплениями галактик.