Изучение Вселенной


Вселемнная -- фундаментальное понятие астрономии, строго не определяемое[1][2][3][4]. Включает в себя весь окружающий мир. На практике под Вселенной часто понимают часть материального мира, доступную изучению естественнонаучными методами.

Астрономическая Вселенная, или Метагалактика -- это часть Вселенной, доступная наблюдениям в настоящее время или в обозримом будущем.

Астрономические наблюдения Вселенной позволили установить фундаментальный факт ее расширения, причем в начале расширения ее состояние было очень плотным и горячим -- модель горячей Вселенной. Время с начала расширения -- "возраст" Вселенной, по последним данным[5] составляет 13,72 ± 0,12 миллиардов лет. Экстраполяция состояния Вселенной в прошлое с использованием современных общепринятых физических теорий неизбежно приводит к Большому Взрыву -- гравитационной сингулярности, абсолютному началу расширения, далее которого теряет применимость даже математический аппарат. Это трактуется некоторыми философами, учеными и религиозными деятелями как возникновение, "сотворение" Вселенной, однако существует и другая точка зрения, что Вселенная никогда не возникала, а существовала вечно и будет существовать вечно, изменяясь лишь в своих формах и проявлениях[источник не указан 16 дней].

Представления о форме и размерах Вселенной в современной науке также являются остродискуссионными, предположительно пространственная протяженность Вселенной в сечении постоянного синхронного собственного времени (то есть времени, прошедшего от момента Большого Взрыва) составляет не менее 13 миллиардов световых лет[6][7].

Самыми крупным известными образованиями во Вселенной являются Великая стена Слоуна и Великая стена CfA2, а самым далеким обнаруженным астрономическим объектом -- гамма-всплеск GRB 090423, произошедший около 13 миллиардов лет назад.

В русском языке др.-греч. п?кпхмЭнз, традиционно передавалось как "Вселенная", "обитаемая Вселенная", хотя в древнегреческом языке это слово означает "мир" или населенную его часть. Самое общее определение для "Вселенной" среди древнегреческих философов, начиная с пифагорейцев, было "фп рбн" (Все), включавшее в себя как всю материю (фп плпн), так и весь космос (фп кенпн).

Русское слово Вселенная лишь созвучно слову "все", но не родственно ему, что наглядно показывается древнерусским написанием[8].

Наблюдения

Конечно, любое наблюдение, будь то наблюдение ребенка за кошкой, физика -- за тем, как раскалывается ядро атома, или астронома, ведущего наблюдения за далекой-далекой галактикой -- все это наблюдение за Вселенной, а если быть точным -- за отдельными ее частями. Эти части служат предметом изучения отдельных естественных наук, а Вселенной в максимально больших масштабах, и даже Вселенной как единым целым занимаются астрономия и космология. Именно эти аспекты знаний о Вселенной составляют предмет данной статьи.

На данный момент (2009 год) основные усилия астрономов, работающих в этом направлении, устремлены, в основном, в две области:

Историю развития Вселенной: от ранних этапов и до наших дней;

Космологическую шкалу расстояний и связанное с ней явление расширения Вселенной.

Надо признать, что почти вся информация о Вселенной, известная на данный момент -- косвенна. Как правило, сначала делаются некие предположения, а потом они проверяются.

Шкала расстояний и космологическое красное смещение

Основная статья: Шкала расстояний в астрономии

Масштаб окружающего нас мира стал пристальным объектом изучения астрономов, начиная с Галилея. До начала двадцатого века размеры нашего мира считались достаточно небольшими (галактическими). Только подтверждение внегалактического характера спиральных туманностей -- открытие в них цефеид Эдвином Хабблом -- со всей очевидностью доказало поистине гигантские размеры Вселенной. Одновременно с этим было установлено, что:

Все далекие галактики от нас удаляются;

С увеличением расстояния это происходит все быстрее.

Закон разбегания -- это закон Хаббла V=H0r, где H0 -- постоянная, ныне называемая "постоянной Хаббла". Правда для z > 0,01 вернее говорить, что выполняется закон cz=H0r.

Общепринятая трактовка этого явления: мы наблюдаем расширение Вселенной. Это утверждение оспаривается теорией старения фотонов и так называемой БТР-теорией. Однако сторонников обоих подходов исчезающее малое количество, не в последнюю очередь из-за отсутствия весомых наблюдательных подтверждений.

Открытие Хаббла было бы невозможным, если бы не были созданы первые ступени лестницы расстояний. В основе этой лестницы лежит метод тригонометрических парралаксов -- единственный прямой метод определения расстояния, доступный астрономам. Все остальные методы -- либо косвенны, либо моделезависимы.

Метод тригонометрических параллаксов

Параллакс -- это некий угол, возникающий благодаря проекции источника на небесную сферу. Различают два вида параллакса: годичный и групповой.

Годичный параллакс -- угол, под которым был бы виден средний радиус Земной орбиты из центра масс звезды. Из законов евклидовой геометрии искомое расстояние до звезды равно:

Однако на практике никто так не считает, так как параллакс -- малый угол, а для малых углов sinб = б. Итоговая формула, которую и используют на практике:

Где угол б выражен в радианах. Значение параллакса уменьшается с ростом расстояния до звезды, резко ограничивая область применения метода.

Суть группового параллакса состоит в следующем: если некое скопление имеет заметную скорость относительно Земли, то по законам проекции видимые направления движения его членов будут сходится в одной точке, называемой радиантом скопления. Положение радианта определяется из собственных движений звезд и смещения их спектральных линий, возникшего из-за эффекта Доплера. Тогда искомое расстояние находится из следующего соотношения:

4.738 мr = Vrtg(л),

Где м и Vr -- соответственно угловая и лучевая скорость звезды скопления, л -- угол между прямыми Солнце--звезда и звезда--радиант, а r -- расстояние, выраженное в парсеках. К сожалению, только Гиады имеют заметный групповой параллакс, но до запуска спутника Hipparcos только таким способом можно откалибровать шкалу расстояний для старых объектов.

Получаемое таким методом расстояние является геометрическим (угловым), а большинство остальных методов измеряет фотометрические расстояния, так как размеры более удаленных объектов либо слишком малы, либо неизвестны с достаточной точностью.

Метод определения расстояния по цефеидам и звездам типа RR Лиры

На Цефеидах и звездах типа RR Лиры единая шкала расстояний расходится на две ветви -- шкалу расстояний для молодых объектов и для старых. Цефеиды расположены, в основном, в областях недавнего звездообразования, и поэтому являются молодыми объектами. Переменные типа RR Лиры тяготеют к старым системам, например, особенно их много в шаровых звездных скоплениях в гало нашей Галактики.

Оба типа звезд -- переменные, но если цефеиды -- недавно образовавшиеся объекты, то вторые -- это звезды, уже сошедшие с главной последовательности -- гиганты спектральных классов A--F, расположенные, в основном, на горизонтальной ветви диаграммы "цвет-величина" для шаровых скоплений. Однако способы их использования как стандартных свеч различны:

Для цефеид существуют хорошая зависимость "Период пульсации -- Абсолютная звездная величина". Скорее всего это связано с тем, что массы цефеид различны.

Для звезд RR Лиры средняя абсолютная звездная величина примерно одинакова и составляет.

Определение данным методом расстояний сопряжено с рядом трудностей:

Необходимо выделить отдельные звезды. В пределах Млечного Пути это не составляет особого труда, но чем больше расстояние, тем меньше угол, разделяющий звезды.

С ростом расстояния быстро падает принимаемое количество света, а вместе с ним резко ухудшается соотношение сигналшум, ухудшается точность измеренных звездных величин.

Необходимо учитывать поглощение света пылью и ее неоднородность распределения в пространстве.

Кроме того, для цефеид остается серьезной проблемой точное определение нуль пункта зависимости "Период пульсации -- Светимость", а при определении светимости звезды типа RR Лиры важно знать ее металличность.

Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia

Характерная черта сверхновых типа Ia -- сходство кривых блеска и одинаковая светимость в их максимуме. Открытие последнего факта стало возможным после определения расстояний по цефеидам до галактик, в которых произошли вспышки сверхновых. Собственно, только после этого стало возможным использование сверхновых в качестве стандартных свеч.

Физическая схема явления проста. Прародителем сверхновой такого типа является тесная двойная система из белого карлика и красного гиганта. Вещество с красного гиганта перетекает на белый карлик, скапливаясь на его поверхности. Вещество белого карлика -- это вырожденный газ, в какой-то момент его давление более не способно выдерживать вес скопившегося вещества. Масса белого карлика на тот момент известна и равна пределу Чандрасекара, что приводит к примерно одинаковому выделению энергии при вспышке. Характерная энергия сверхновой -- 1050 -- 1051 эрг[9], что выше гравитационной энергии связи звезды. Значит, происходит взрыв не отдельной ее части, а всей целиком, причем вырожденность газа обеспечивает одновременность взрыва по всему объему белого карлика. Вместе со всем веществом горят углерод и кислород, образуя радиоактивный никель. После взрыва все вещество звезды переходит в рассеивающуюся оболочку, подсвечиваемую энергией распада радиоактивного никеля[9].

Вышесказанное означает, что наблюдая за кривой блеска, можно определить, какую же звездную величину сверхновая имела в максимуме, а значит -- и определить расстояние. Следуя подобным путем, в 1998 году две группы наблюдателей открыли ускорение расширения Вселенной.

Метод определения расстояния по гравитационным линзам

Проходя около массивного тела, луч света отклоняется, как бы притягиваясь к нему. Таким образом массивное тело способно собирать параллельный пучок света в некотором фокусе, строя изображение, причем их может быть несколько. Это явление называется гравитационным линзированием. Если линзируемый объект -- переменный, и наблюдается несколько его изображений, то это открывает возможность измерения расстояний, так как между изображениями будут различные временныме задержки из-за распространения лучей в разных частях гравитационного поля линзы (эффект аналогичен эффекту Шапиро в Солнечной системе).

Если в качестве характерного масштаба для координат изображения о и источника з(см. рисунок) в соответствующих плоскостях взять о0=Dl и з0=о0Ds/Dl (где D -- угловое расстояние), тогда можно записывать временноме запаздывание между изображениями номер i и j следующим образом[10]:

Где x=о/о0 и y=з/з0 -- угловые положения источника и изображения соответственно, с -- скорость света, zl -- красное смещение линзы, а ш -- потенциал отклонения, зависящий от выбора модели. Считается, что в большинстве случаев реальный потенциал линзы хорошо аппроксимируется сингулярной изотермической сферой. Тогда время задержки определяется совершенно простым образом:

Однако на практике, чувствительность метода к виду потенциала гало галактики существенна. Так, измеренное значение H0 по галактике SBS 1520+530 в зависимости от модели колеблется от 46 до 72 км/(с Мпк)[11].

Метод определения расстояния по красным гигантам

Ярчайшие красные гиганты имеют одинаковую абсолютную звездную величину ?3.0m±0.2m. Наблюдательно первым этот эффект обнаружил Сендидж в 1971 году. Предполагается, что эти звезды либо находятся на верхней точке первого подъема ветви красных гигантов звезд малой массы (меньше солнечной), либо лежат на асимптотической ветви гигантов.

Основным достоинством метода является то, что красные гиганты удалены от областей звездообразования и повышенной концентрации пыли.

Проблемы и современные дискуссии

Если проэкстраполировать закон Хаббла назад во времени, то в итоге возникнет точка, сингулярность. Мягко говоря, это большая проблема, так как физика в окрестности сингулярности, по-видимому, должна изменяться. И хотя, следуя путем Гамова, предложенным в 1946 году, можно надежно экстраполировать до момента, пока работоспособны современные законы физики, но когда наступит момент перехода к той, иной физике, которая ответственна за возникновение Вселенной, неизвестно. Предполагается, что это -- величина порядка планковского времени, ?10 - 43 с.

Второй проблемой является неопределенность в значении постоянной Хаббла и ее изотропии. Открытое было анизотропное поведение постоянной Хаббла на масштабах 10-20°[12], ставящее под сомнение ЛCDM-модель, оспаривается. Оппоненты основываются на опубликованных данных о сверхновых типа Ia[13]. Однако отсутствие эффекта может быть вызвано отсевом некоторых сверхновых. В любом случае нужны новые данные.

Изучение истории развития Вселенной и ее крупномасштабной структуры

Крайне трудные задачи -- изучение истории развития Вселенной и проблема возникновения ее крупномасштабной структуры -- одновременно являются крайне важными для всей астрофизики в целом: только их решение может показать верность нашего понимания процессов, происходящих в отдельных объектах и их объединениях на данный момент. Трудность данных задач состоит в том, что с одной стороны необходимо так или иначе наблюдать молодые и поэтому удаленные объекты, в массе своей являющиеся слабыми, и для этого надо сузить поле телескопа, чтобы увеличить соотношение сигнал/шум; а с другой -- необходимо наблюдать объекты массово, чтобы исключить эффекты селекции и тому подобные при интерполяции результатов на всю Вселенную, для чего необходимо как можно большее поле.

Причина слабости же старых объектов двояка: для близких объектов старость в основном означает, что период их наивысшей светимости пройден, и сейчас они, по разным причинам лишившись основного источника энергии, могут светить лишь благодаря скудным старым запасам; далекие же объекты ослаблены как своей дальностью, так и тем, что их спектр вместе с крайне важной линией Lб из-за расширения Вселенной смещается в инфракрасный диапазон, наблюдения в котором связаны с большими техническими трудностями.

Есть два подхода к решению данных проблем:

Чисто силовой: мы повышаем качество наших приборов, наблюдаем все более слабые объекты, снимаем все более качественные спектры, и/или делаем массовые наблюдения. Данный подход позволяет достигать наилучшей на данный момент точности при относительной простоте реализации для наблюдателя, но требует значительных ресурсозатрат.

Более творческий: с применением различных методик анализа имеющихся данных, полученных с использованием уже имеющихся ресурсов.

Обычно их применяют в связке: с помощью второго способа намечают проблемы и задачи, которые потом решаются на качественно новом уровне с помощью лучших космических и наземных телескопов.

Также является проблемой и то, что вместе со Вселенной эволюционируют и объекты, с помощью которых ведутся исследования. А значит, что необходимо вместе с исследованием самого объекта наблюдения необходимо изучать и метод, с помощью которого эти наблюдения ведутся.

Стандартные объекты, с помощью которых исследуется история развития Вселенной:

Галактики -- типичные объекты исследований в наблюдательной космологии. Все методы, применяемые для их наблюдений, используются также ко всем космологическим объектам. Это и сравнения модельного спектра с наблюдаемым, и учет металличности, и учет пыли, и отождествление характерных особенностей частей спектра с наличием различных процессов внутри объекта.

Общие методы

Общим явлением для всех далеких объектов является эффект Гана -- Петерсона, суть которого состоит в следующем:

Облака нейтрального водорода эффективно поглощают свет на длинах волн от Lб(1216 Е) до лаймановского предела, образуя в спектре источника так называемый "Lб-лес". Излучение, изначально коротковолновое, на пути к нам из-за расширения Вселенной поглощается там, где его длина волны сравнивается с этим "лесом". Сечение взаимодействия очень большое и расчет показывает, что даже малой доли нейтрального водорода достаточно для создания большого поглощения в непрерывном спектре. Учитывая масштаб межгалактической среды, легко прийти к выводу, что провал в спектре будет на довольно широком интервале. Длинноволновая граница этого интервала обусловлена Lб, а коротковолновая зависит от ближайшего красного смещения, ближе которого среда ионизована и нейтрального водорода мало.

Эффект наблюдается в квазарах с красным смещением z > 6. Отсюда делается вывод, что эпоха ионизации межгалактического газа началась с z ? 6.

К эффектам, наблюдения которых возможны также для любого объекта (даже неважно, чтобы он был далеким), необходимо отнести и эффект гравитационного линзирования. В прошлом разделе было указано, что с помощью гравитационного линзирования строят шкалу расстояний, это вариант так называемого сильного линзирования, когда угловое разделение изображений источника можно непосредственно наблюдать. Однако существует еще и слабое линзирование, с его помощью можно исследовать потенциал изучаемого объекта. Так, с его помощью было установлено, что скопления галактик размером от 10 до 100 Мпк являются гравитационно связанными, тем самым являясь самыми крупными стабильными системами во Вселенной. Также выяснилось, что обеспечивает эту стабильность масса, проявляющая только в гравитационном взаимодействии -- темная масса или, как ее называют в космологии, темная материя[16][17].

К стандартным приемам, позволяющим прояснить природу любого объекта, можно отнести сравнение как спектров различных, но принадлежащих к одному классу объектов, так и различных частей одного и того же спектра.

Так, комбинируют оба варианта: сначала сравнивая спектры двух различных квазаров, а потом сравнивая отдельные участки спектра одного и того же квазара, обнаружили сильный провал на одном из UV участков спектра[18]. Столь сильный провал мог быть вызван только большой концентрацией пыли, поглощающей излучение. Ранее пыль пытались обнаружить по спектральным линиям, но выделить конкретные серии линий, доказывающее, что это именно пыль, а не примесь тяжелых элементов в газе, не удавалось. Дальнейшее развитие этого метода позволило оценить темп звездообразования на z от ~ 2 до ~ 6[19].

Крупнейшими источниками данных о внегалактических объектах являются отдельные наблюдения конкретных объектов, обзоры типа SDSS, APM, 2df, а также компилятивные базы данных, такие как Ned и Hyperleda. Например, в обзоре 2df охват неба составлял ~ 5 %, среднее z -- 0,11 (~ 500 Мпк), количество объектов -- ~ 220 000.

К внегалактическим объектам можно применить метод, аналогичный методу "звездных подсчетов" Гершеля: выбрать участок на небе и построить распределение галактик по красному смещению, потом перейти к следующему участку. По сути это единственный способ изучения крупномасштабной структуры, отражающей эволюцию Вселенной как целого.

Уже на представленном рисунке можно видеть, что галактики расположены в пространстве неоднородно на малых масштабах. После более детального рассмотрения обнаруживается, что пространственная структура распределения галактик -- ячеистая: узкие стенки с шириной, определяемой величиной скоплений и сверхскоплений галактик, а внутри этих ячеек -- пустоты, так называемые войды[17].

При переходе к масштабам сотен мегапарсек ячейки складываются и усредняются, распределение видимого вещества становится однородным. Однако некоторые исследования[20][21][22] показывают, что для объектов с линиями абсорбции, а также квазаров плотность объектов в зависимости от красного смещения может быть существенно иной, и с чем это связано -- пока не совсем понятно.

До последнего времени не было ясности в том, как эволюционирует крупномасштабная структура Вселенной. Однако работы последнего времени показывают, что первыми сформировались крупные галактики, и только потом уже мелкие (так называемый downsizing эффект)[23][24].

Особенности наблюдений квазаров

Уникальное свойство квазаров -- большие концентрации газа в области излучения, по современным представлениям аккреция этого газа на черную дыру и обеспечивает столь высокую светимость объектов. Высокая концентрация вещества означает и высокую концентрацию тяжелых элементов, а значит -- и более заметные абсорбционные линии. Так, в спектре одного из линзируемых квазаров были обнаружены линии воды[25].

Уникальным преимуществом является и высокая светимость в радиодиапaзоне, на ее фоне поглощение части излучения холодным газом более заметно. При этом газ может принадлежать как родной галактике квазара, так и случайному облаку нейтрального водорода в межгалактической среде, или галактике, случайно попавшей на луч зрения (при этом нередки случаи, когда такая галактика не видна -- она слишком тусклая для наших телескопов). Изучение межзвездного вещества в галактиках данным методом называется "изучением на просвет", к примеру, подобным образом была обнаружена первая галактика со сверхсолнечной металличностью[26].

Также важным результатом применения данного метода, правда не в радио-, а в оптическом диапазоне, являются измерения первичного обилия дейтерия. Современное значение обилия дейтерия, полученное по таким наблюдениям, составляет.

С помощью квазаров получены уникальные данные о температуре реликтового фона на z ? 1,8 и на z = 2,4. В первом случае исследовались линии сверхтонкой структуры нейтрального углерода, для которых кванты с T ? 7,5 К (предполагаемая температура реликтового фона на тот момент) играют роль накачки, обеспечивая инверсную заселенность уровней[27]. Во втором случае обнаружили линии молекулярного водорода H2, дейтерида водорода HD, а также молекулы оксида углерода СО, по интенсивности спектра которой как раз и измерили температуру реликтового фона, она с хорошей точностью совпала с ожидаемым значением[28].

По иронии судьбы главное преимущество квазаров -- это их же основной недостаток: невозможно отделить линии аккрецирующего газа от линий межзвездного вещества родительской галактики.

Особенности наблюдений гамма-всплесков

Гамма-всплески -- уникальное явление, и к сожалению общепризнанного мнения о его природе не существует. Однако подавляющее большинство ученых соглашается с утверждением, что прародителем гамма всплеска являются объекты звездной массы[29].

Уникальные возможности применения гамма-всплесков для изучения структуры Вселенной состоят в следующем[29]:

Так как прародителем гамма-всплеска является объект звездной массы, то и проследить гамма-всплески можно на большее расстояние, нежели квазары, как по причине более раннего формирования самого прародителя, так и из-за малой массы черной дыры квазара, а значит и меньшей его светимости на тот период времени.

Спектр гамма-всплеска -- непрерывный, то есть не содержит спектральных линий. Это означает, что самые далекие линии поглощения в спектре гамма-всплеска -- это линии межзвездной среды родительской галактики. Из анализа этих спектральных линий можно получить информацию о температуре межзвездной среды, ее металличности, степени ионизации и кинематике.

Гамма-всплески дают чуть ли не идеальный способ изучать межгалактическую среду до эпохи реионизации, так как их влияние на межгалактическую среду на 10 порядков меньше, нежели квазаров, из-за малого времени жизни источника.

Если послесвечение гамма-всплеска в радиодиапазоне достаточно сильное, то по линии 21 см можно судить о состоянии различных структур нейтрального водорода в межгалактической среде вблизи от галактики-прародителя гамма-всплеска.

Детальное изучение процессов формирования звезд на ранних этапах развития Вселенной с помощью гамма-всплесков сильно зависит от выбранной модели природы явления, но если набрать достаточную статистику и построить распределения характеристик гамма-всплесков в зависимости от красного смещения, то, оставаясь в рамках довольно общих положений, можно оценить темп звездообразования и функцию масс рождающихся звезд[29].

Если принять предположение, что гамма-всплеск -- это взрыв сверхновой звезды населения III, то можно изучать историю обогащения Вселенной тяжелыми металлами.

Также гамма-всплеск может служить указателем на очень слабую карликовую галактику, которую трудно обнаружить при "массовом" наблюдении неба.

Основной проблемой гамма-всплесков является их спорадичность и краткость времени, когда послесвечение всплеска можно наблюдать спектроскопически.

Особенности наблюдений реликтового излучения

Информация, которую возможно получить наблюдая реликтовый фон, крайне разнообразна:

Примечателен сам факт существования реликтового фона. Если Вселенная существовала вечно, то неясна причина существования реликтового излучения -- массовых источников, способных создать такой фон, мы не наблюдаем. Однако если время жизни Вселенной конечно, то очевидно, что причина его возникновения кроется на первых этапах жизни Вселенной.

Зная современную температуру фона, закон его остывания, который можно определить, наблюдая квазары (см. соответствующий раздел), а также количество барионов, можно рассчитать энтропию Вселенной.

Различная информация заложена также и в отклонениях от чернотельного излучения. Если отклонения масштабны и систематичны, то наблюдается эффект Сюняева -- Зельдовича, малые же флуктуации обусловлены флуктуациями вещества на ранних стадиях развития Вселенной.

Особо ценную информацию о первых секундах жизни Вселенной (в частности, о стадии инфляционного расширения) несет поляризация реликтового фона.

Похожие статьи




Изучение Вселенной

Предыдущая | Следующая