Tweeter button Facebook button Youtube button

Сергей Попов. Стратегия ускорения в действии

30/11/2011
By
Сергей Попов

Сергей Попов

Нобелевская премия по физике 2011 года была вручена «за открытие ускоренного расширения Вселенной посредством наблюдения далеких сверхновых». Работа была выполнена двумя конкурирующими группами наблюдателей, и сейчас их выводы подтверждаются большим набором экспериментальных данных.

Одним абзацем современную астрономическую картину мира, начиная с самых простых фактов, можно описать так. Мы живем на шарообразной Земле, которая, как и другие планеты, вращается вокруг Солнца. Солнце — звезда, вместе с еще несколькими сотнями миллиардов подобных светил оно входит в состав Галактики. Кроме звезд в состав Галактики входит межзвездная среда — газ и пыль, из которой звезды могут рождаться и которую звезды обогащают, выбрасывая вещество на протяжении своей эволюции. Наша Галактика лишь одна из многих. В доступной для наблюдения области Вселенной есть несколько сотен миллиардов крупных галактик. Вселенная эволюционирует. Далекие галактики удаляются друг от друга из-за расширения Вселенной, начавшегося 13–14 миллиардов лет назад. Кроме обычного вещества, составляющего лишь около 5% плотности Вселенной, существуют темное вещество (около четверти плотности) и темная энергия (около 70%). Из-за темной энергии Вселенная расширяется ускоренно последние несколько миллиардов лет. Вот за открытие последнего факта и вручена Нобелевская премия.

Обсерватория Серро-Тололо в Чили. На переднем плане 4-метровый телескоп Blanco. Фото: M. Urzúa Zuñiga/Gemini Observatory

Обсерватория Серро-Тололо в Чили. На переднем плане 4-метровый телескоп Blanco. Фото: M. Urzúa Zuñiga/Gemini Observatory

Трое ученых, получивших премию, являются лидерами двух разных международных исследовательских групп, которые проводили независимые исследования по сходным методикам, используя более-менее одни и те же инструменты. Сол Перлмуттер (S. Perlmutter) из Лоуренсовской национальной лаборатории в Беркли возглавлял Supernova Cosmology Project. Брайан Шмидт (B. Schmidt), работавший в 1998 г. в австралийских обсерваториях Маунт-Стромло и Сайдинг Спрингс, и Адам Рис (A. Riess) из Калифорнийского университета в Беркли (сейчас он работает в университете Джонса Хопкинса и Институте космического телескопа, США) входили в High-Z Supernova Search Team. В 1998 г. они представили результаты обработки данных по нескольким десяткам сверхновых типа Ia на красных смещениях примерно 0,16–0,83, что соответствует времени от примерно 2 до 7 миллиардов лет назад.

Сверхновые открывали в основном на 4-метровом телескопе в обсерватории Серро-Тололо (Cerro Tololo) в Чили, а потом проводились наблюдения на более крупных инструментах (например, на телескопах им. Кека), чтобы определить красные смещения. Итогом стали два списка из нескольких десятков далеких сверхновых типа Ia, для которых были известны и расстояния, и (независимо) красные смещения.

Рис. 1. Отклонения данных по сверхновым от предсказаний стандартных моделей и наилучшая кривая, описывающая данные. На верхнем рисунке показана так называемая диаграмма Хаббла для сверхновых. По горизонтальной оси — красное смещение, а по вертикальной — разность видимой и абсолютной звездной величины. На нижнем рисунке показано отклонение разности видимой и абсолютной звездной величины от предсказаний одной из стандартных моделей. В этой модели вся плотность обеспечивается обычной (включая темную) материей и составляет 0,2 от критической плотности. Также тонкой штриховой линией показана модель для плоской вселенной, целиком состоящей из обычного вещества. Сплошной жирной линией показана модель, наилучшим образом описывающая данные наблюдений сверхновых. Это модель плоской вселенной, где темная энергия является космологической постоянной и ее вклад в полную плотность составляет 76%. Из оригинальной работы Adam G. Riess et al., 1998, Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant (arXiv: astro-ph/9805201)

Рис. 1. Отклонения данных по сверхновым от предсказаний стандартных моделей и наилучшая кривая, описывающая данные. На верхнем рисунке показана так называемая диаграмма Хаббла для сверхновых. По горизонтальной оси — красное смещение, а по вертикальной — разность видимой и абсолютной звездной величины. На нижнем рисунке показано отклонение разности видимой и абсолютной звездной величины от предсказаний одной из стандартных моделей. В этой модели вся плотность обеспечивается обычной (включая темную) материей и составляет 0,2 от критической плотности. Также тонкой штриховой линией показана модель для плоской вселенной, целиком состоящей из обычного вещества. Сплошной жирной линией показана модель, наилучшим образом описывающая данные наблюдений сверхновых. Это модель плоской вселенной, где темная энергия является космологической постоянной и ее вклад в полную плотность составляет 76%. Из оригинальной работы Adam G. Riess et al., 1998, Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant (arXiv: astro-ph/9805201)

Сверхновые типа Ia связаны со взрывами белых карликов, чья масса из-за аккреции вещества в двойной системе превысила предельную. Они обладают важной особенностью. Для большинства из них можно определить светимость по известным параметрам изменения блеска. Следовательно, зная видимый блеск и истинную светимость, мы можем определить расстояние. Зная расстояния и красные смещения для нескольких объектов, мы можем в рамках базовой космологической модели определять различные параметры, описывающие динамику расширения Вселенной.

Измерения и обработка данных показали, что сверхновые находятся немного (процентов на 10–15) дальше, чем должны были бы, если бы расширение Вселенной замедлялось. Здесь важно вспомнить, что давали на тот момент другие данные наблюдений. С одной стороны, наблюдения реликтового фона говорили, что плотность Вселенной должна быть близка к критической. Критическая плотность соответствует «плоской» вселенной, темп расширения которой будет замедляться, стремясь к нулю, если вселенная заполнена обычным веществом. Авторы работ по сверхновым показали, что если плотность равна критической и определяется обычным (включая темное) веществом, то такая модель совсем не выдерживает сравнения с их данными. С другой стороны, многие работы говорили, что обычного (опять-таки, включая и темное) вещества — примерно 20% от полной плотности. И снова авторы показали, что модель, в которой есть только обычное вещество с плотностью 0,2 критической, не соответствует действительности, если использовать их результаты. Тогда был добавлен новый параметр, соответствующий вкладу чего-то, что вносит положительный вклад в плотность, но приводит не к торможению расширения, а к его ускорению. Такое нечто должно обладать отрицательным давлением, и к 1998 г. теоретиками уже было придумано несколько возможностей для такой невозможной субстанции.

Впервые о возможности существования чего-то со свойствами «антигравитации» (т. е. отрицательного давления) в космологических моделях заговорил Эйнштейн. Он ввел в уравнение для динамики Вселенной так называемый «лямбда-член», чтобы уравновесить силы гравитации, стремящиеся всё сжать и получить стационарную вселенную. Впоследствии, с легкой руки Георгия Гамова, стали говорить, что позже сам Эйнштейн считал введение лямбда-члена своей самой большой ошибкой, хотя независимые источники не подтверждают столь резкого суждения великого физика. Затем модели Вселенной, расширяющейся с огромной скоростью, анализировали де Ситтер и другие ученые, но все это никогда не примеряли на современное состояние Вселенной. Несколько позже стадия типа деситтеровской стала даже стандартным элементом космологической картины.

Рис. 2. Данные по сверхновым на плоскости «вклад темной энергии — вклад обычного вещества». Отмечены области, соответствующие вечному расширению (в предположении о том, что темная энергия — это космологическая постоянная) и смене расширения сжатием. Нарисована линия, соответствующая плоской вселенной. Видно, что на уровне достоверности выше 90% модель без темной энергии не «проходит». Из оригинальной работы S. Perlmutter et al., 1998, Measurements of Omega and Lambda from 42 High-Redshift Supernova (arXiv: astro-ph/9812133)

Рис. 2. Данные по сверхновым на плоскости «вклад темной энергии — вклад обычного вещества». Отмечены области, соответствующие вечному расширению (в предположении о том, что темная энергия — это космологическая постоянная) и смене расширения сжатием. Нарисована линия, соответствующая плоской вселенной. Видно, что на уровне достоверности выше 90% модель без темной энергии не «проходит». Из оригинальной работы S. Perlmutter et al., 1998, Measurements of Omega and Lambda from 42 High-Redshift Supernova (arXiv: astro-ph/9812133)

Начиная с середины 60-х годов ведет свою историю модель инфляционной вселенной, появившаяся в оформленном виде уже в 80-х. Она гласит, что в очень ранней истории нашего мира, спустя примерно 10–36 с после формального момента «ноль», был короткий, длительностью около 10–33 с, эпизод очень быстрого расширения под действием специального поля — инфлатона. Именно стадия инфляции сделала нашу Вселенную плоской, однородной и изотропной, именно распад инфлатона сделал Вселенную горячей. Но, опять же, обсуждения такого ускоренного расширения не имело отношения к современности.

То нечто с отрицательным давлением, что мы имеем сейчас, принято называть темной энергией. Название было предложено Майклом Тернером (M. Turner) в 1999 г. Природа ее неясна. Может быть, это какое-то распадающееся поле, а потому наблюдающееся ускорение — лишь эпизод, а потом снова начнется замедление расширения. Может быть, мы имеем дело с классическим лямбда-членом (или, как еще говорят, с космологической постоянной), который «противостоит» гравитации. Тогда, начав раз доминировать в динамике эволюции Вселенной, темная энергия продолжит ускорять расширение. Окрестности нашей Местной группы галактик будут постепенно редеть. Наконец, может быть, мы имеем дело с полем, которое будет не просто ускорять расширение Вселенной, но станет настолько существенным, что начнет разрывать и связанные структуры типа галактик или, в конце концов, звезд, планет и их обитателей. Это модель так называемого Большого Разрыва (Big Rip). Она не пользуется большой популярностью, но пока нельзя сказать, что она полностью закрыта. Что мы знаем о темной энергии сейчас? Во-первых, уже благодаря работам Перлмуттера, Риса, Шмидта и их коллег мы узнали, что она есть. Результаты по сверхновым пытались критиковать, поскольку авторы делали сильную экстраполяцию. Они применяли наши знания о близких сверхновых Ia к далеким объектам. Однако на сегодняшний день есть целый комплекс данных, свидетельствующих в пользу существования темной энергии, т. е. в пользу того, что качественно результаты 1998 г. верны. Объединяя вместе данные по сверхновым (которых теперь намного больше, чем 13 лет назад, не десятки, а сотни), по реликтовому излучению, различные данные по пространственному распределению галактик, по так называемому слабому линзированию и многие другие, в рамках стандартного сценария (изотропная и однородная вселенная, верность Общей теории относительности и т. д.) вклад темной энергии в полную плотность оценивается в 70–80%.

Во-вторых, мы знаем, что темная энергия начала доминировать в динамике расширения Вселенной не так уж давно — около 7 миллиардов лет назад. В-третьих, темная энергия равномерно распределена везде и не показывает никакой тенденции к «скучиванию». В-четвертых, мы знаем, что современные данные по темной энергии не требуют ее сильной эволюции со временем. Собственно, на современном уровне точности эволюция темной энергии просто не видна, а ее свойства могут быть описаны стандартной космологической постоянной.

Чтобы разобраться в том, что же такое темная энергия, нужны новые данные наблюдений и усилия теоретиков. В ближайшем будущем планируется ввести в строй новые инструменты для уточнения космологических параметров и выявления деталей динамики прошедшей эволюции Вселенной. Это позволит отбросить многие модели. Далее, теоретики будут продолжать строить модели, в которых темная энергия возникает естественным образом. Для проверки же (и вдохновления) таких моделей нужны различные усилия экспериментаторов, причем не только астрономов. Речь идет не только, скажем, об ускорительных экспериментах, но и об экспериментах по изучению свойств гравитации (проверке закона всемирного тяготения) в малых масштабах — на уровне миллиметров и менее.

Вручение Нобелевской премии за последний (на сегодняшний день) важный факт, формирующий нашу космологическую картину мира, проверенный независимыми измерениями и ставящий сложные важные задачи и перед астрономами-наблюдателями, и перед экспериментаторами в лабораториях, и перед теоретиками, работающими в разных областях, представляется более чем верным решением. Но нет сомнений, что в будущем премии еще ждут тех, кто ответит на вопрос: «А что же всё-таки стоит за явлением, обнаруженным лауреатами 2011 года?»

Источник Элементы.ру

Tags: , , , , , , ,

2 Responses to Сергей Попов. Стратегия ускорения в действии

  1. Леонид on 01/01/2012 at 23:03

    Я доверяю экспериментам по измерению красных смещений спектров излучения сверхновых.
    Теоретическим интерпретациям этих фактов не доверяю.

  2. Edmen on 07/08/2014 at 12:40

    Предположительно, вселенная расширяется с пульсациями. Если, в начале времен, это был взрыв, с расширением пространства, с огромной скоростью. В последующем, произошло снижение «общей» скорости расширения, по сравнению с начальной, и переход к пульсирующей стадии. Стадии, при которой, расширение то замедляется, при этом расширение замедляется, то ускоряется, что мы наблюдаем сейчас, скорость расширения ускоряется. После этого, пульсация будет постепенно затухать, «общая» скорость снизится до нуля и начнется стадия сжатия, которая остановит «охлаждение и смерть» вселенной. Сжатие и взрыв – пульсирующая вселенная, перед сжатием – пульсации.

Оставить комментарий

Ваш email не будет опубликован. Обязательные поля отмечены *

amplifier for 8 speakers
Алёна Петрова

ПОПУЛЯРНЫЕ

Июль 2017
Пн Вт Ср Чт Пт Сб Вс
« Июнь    
 12
3456789
10111213141516
17181920212223
24252627282930
31  
В началоВ начало
sonos multi-room music system zonebridge br100 sonos multi room music system zoneplayer zp120 + zp90 sonos multi-room music system zone bridge br100 box multi room speaker system airplay apple multi room speaker system