Эволюция расширения, Состав Вселенной по данным WMAP - Научные представления о строении Вселенной

Ход расширения в общем случае зависит от значений космологической постоянной Л, кривизны пространства k и уравнения состояния (P(с)). 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 темной энергии составляет 72 % от всей энергии Вселенной, а основной вклад в плотность материи вносит невидимое вещество, участвующее только в гравитационном взаимодействии (темная материя) -- ее 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.

Л < 0

Если значение космологической постоянной отрицательно, то действуют только силы притяжения и более никаких. Правая часть уравнения энергии будет неотрицательной только при конечных значениях R. Это означает, что при некотором значении Rc Вселенная начнет сжиматься при любом значении k и вне зависимости от вида уравнения состояния[66].

Л = 0

В случае, если космологическая постоянная равна нулю, то эволюция при заданном значении H0 целиком и полностью зависит от начальной плотности вещества:

Значение называют критической плотностью. Если с0 = сCr, то расширение продолжается бесконечно долго, в пределе с асимптотически стремящейся к нулю скоростью. Если плотность больше критической, то расширение Вселенной тормозится и сменяется сжатием. Если меньше, то расширение идет неограниченно долго с ненулевым пределом H.

Если уравнение энергии поделить на H0, то оно примет следующий вид (с учетом нулевой космологической постоянной):

Из этого уравнения следует, что плотность вещества во Вселенной и кривизна пространства взаимосвязаны: с=сCr соответствует k=0 (случай плоской Вселенной), плотность меньше критической соответствует k=-1 (открытая Вселенная), больше -- k=1 (замкнутой Вселенной).

Л > 0

Если Л>0 и k?0, то Вселенная монотонно расширяется, но в отличие от случая с Л=0 при больших значениях R скорость расширения растет:

При k=1 выделенным значением является ЛC = 4рGс. В этом случае существует такое значение R, при котором R' = 0 и R'' = 0, то есть Вселенная статична.

При Л>ЛC скорость расширения убывает до какого-то момента, а потом начинает неограниченно возрастать. Если Л незначительно превышает ЛC, то на протяжении некоторого времени скорость расширения остается практически неизменной.

В случае Л<ЛC все зависит от начального значения R, с которого началось расширения. В зависимости от этого значения Вселенная либо будет расширяться до какого-то размера, а потом сожмется, либо будет неограниченно расширяться.

Похожие статьи




Эволюция расширения, Состав Вселенной по данным WMAP - Научные представления о строении Вселенной

Предыдущая | Следующая