Проблемы мироздания: Закон всемирного тяготения и разбегание галактик

Метрическое расширение пространства является увеличением расстояния между  двумя отдаленными частями Вселенной с течением времени. Метрическое расширение является ключевым элементом космологии Большого Взрыва и математически моделируется с помощью метрики Фридмана — Леметра — Робертсона — Уокера (FLRW). Эта модель действует в современную эпоху только на больших масштабах (примерно масштабах скоплений галактик и выше). При меньших масштабах материальные объекты связаны друг с другом силой гравитационного притяжения, и такие связанные скопления объектов не расширяются.

Ускорение расширения Вселенной

Ускоренное расширение Вселенной  было открыто в 1998 году при наблюдениях за сверхновыми типа Ia. За это открытие Сол Перлмуттер, Брайан П. Шмидт и Адам Рисс получили премию Шоу по астрономии за 2006 год и Нобелевскую премию по физике за 2011 год. Затем эти наблюдения были подкреплены другими источниками: измерениями реликтового излучения, гравитационного линзирования, нуклеосинтеза Большого Взрыва. Все полученные данные хорошо вписываются в лямбда-CDM модель.

Ранее существовавшие космологические  модели предполагали, что расширение Вселенной замедляется. Они исходили из предположения, что основную часть  массы Вселенной составляет материя  — как видимая, так и невидимая (тёмная материя). На основании новых  наблюдений, свидетельствующих об ускорении  расширения, было найдено, что во Вселенной  существует ранее неизвестная энергия  с отрицательным давлением. Её назвали «тёмной энергией».

По имеющимся оценкам, ускоряющееся расширение Вселенной  началось приблизительно 5 миллиардов лет назад. Предполагается, что до этого расширение замедлялось благодаря  гравитационному действию тёмной материи  и барионной материи. Плотность  барионной материи в расширяющейся  Вселенной уменьшается быстрее, чем плотность тёмной энергии. В  конце концов, тёмная энергия начинает преобладать. Например, когда объём  Вселенной удваивается, плотность  барионной материи уменьшается  вдвое, а плотность тёмной энергии  остается почти неизменной (или точно  неизменной — в варианте с космологической  константой).

Если ускоряющееся расширение Вселенной будет продолжаться бесконечно, то в результате галактики за пределами  нашего Сверхскопления галактик рано или поздно выйдут за горизонт событий  и станут для нас невидимыми, поскольку  их относительная скорость превысит скорость света. Это не является нарушением специальной теории относительности. На самом деле невозможно даже определить «относительную скорость» в искривлённом пространстве-времени. Относительная  скорость имеет смысл и может  быть определена только в плоском  пространстве-времени, или на достаточно малом (стремящемся к нулю) участке  искривлённого пространства-времени. Любая форма коммуникации далее  пределов горизонта событий становится невозможной, и всякий контакт между  объектами теряется. Земля, Солнечная  система, наша Галактика, и наше Сверхскопление будут видны друг другу и в  принципе достижимы путём космических  полётов, в то время как вся  остальная Вселенная исчезнет вдали. Со временем наше Сверхскопление придёт в состояние тепловой смерти, то есть осуществится сценарий, предполагавшийся для предыдущей, плоской модели Вселенной с преобладанием материи.

Существуют и более  экзотические гипотезы о будущем  Вселенной. Одна из них предполагает, что фантомная энергия приведёт к т. н. «расходящемуся» расширению. Это подразумевает, что расширяющая  сила действия тёмной энергии продолжит  неограниченно увеличиваться, пока не превзойдёт все остальные силы во Вселенной. По этому сценарию, тёмная энергия со временем разорвёт все  гравитационно связанные структуры Вселенной, затем превзойдёт силы электростатических и внутриядерных взаимодействий, разорвёт атомы, ядра и нуклоны и уничтожит Вселенную в Большом Разрыве.

С другой стороны, тёмная энергия  может со временем рассеяться или  даже сменить отталкивающее действие на притягивающее. В этом случае гравитация возобладает и приведёт Вселенную  к «Большому Хлопку» или к «Большому Сжатию». Некоторые сценарии предполагают «циклическую модель» Вселенной. Хотя эти гипотезы пока не подтверждаются наблюдениями, они и не отвергаются полностью. Решающую роль в установлении конечной судьбы Вселенной (развивающейся по теории Большого Взрыва) должны сыграть точные измерения темпа ускорения.

Есть ли галактики, приближающиеся к нам?

Хотя Вселенная в целом  и расширяется, все же некоторые  галактики движутся по направлению  к нам - это, например, близкая к  нам галактика Андромеды, которая  несется на нас со скоростью около 300 км/с.

Чтобы понять это кажущееся  противоречие, следует различать  два явления: с одной стороны, это случайные движения галактик в пространстве, а с другой - расширение самой Вселенной. Скорости случайных  движений галактик обычно составляют несколько сотен км/с.

 В непосредственной  близости от нашего Млечного  Пути скорость расширения Вселенной  ничтожна, она много меньше характерных  скоростей случайных движений  галактик. На больших расстояниях,  наоборот, скорость расширения Вселенной  значительно превосходит скорости  случайных движений галактик. Поэтому  в результате общего расширения  Вселенной все далекие галактики  удаляются от нас, а вот близкие  галактики могут как приближаться, так и удаляться.

Большой взрыв

Большо́й взрыв (англ. Big Bang) — космологическая модель, описывающая раннее развитие Вселенной, а именно — начало расширения Вселенной, перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии.

Обычно сейчас автоматически  сочетают теорию Большого взрыва и  модель горячей Вселенной, но эти  концепции независимы и исторически  существовало также представление  о холодной начальной Вселенной  вблизи Большого взрыва. Именно сочетание  теории Большого взрыва с теорией  горячей Вселенной, подкрепляемое  существованием реликтового излучения, и рассматривается далее.

Современные представления  теории Большого взрыва и теории горячей  Вселенной

По современным представлениям, наблюдаемая нами сейчас Вселенная  возникла 13,7 ± 0,13 млрд лет назад из некоторого начального «сингулярного» состояния и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается. Согласно известным ограничениям по применимости современных физических теорий, наиболее ранним моментом, допускающим описание, считается момент Планковской эпохи с температурой примерно 1032 К (Планковская температура) и плотностью около 1093 г/см³ (Планковская плотность). Ранняя Вселенная представляла собой высокооднородную и изотропную среду с необычайно высокой плотностью энергии, температурой и давлением. В результате расширения и охлаждения во Вселенной произошли фазовые переходы, аналогичные конденсации жидкости из газа, но применительно к элементарным частицам.

Приблизительно через 10−35 секунд после наступления Планковской эпохи (Планковское время — 10−43 секунд после Большого взрыва, в это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий) фазовый переход вызвал экспоненциальное расширение Вселенной. Данный период получил название Космической инфляции. После окончания этого периода строительный материал Вселенной представлял собой кварк-глюонную плазму. По прошествии времени температура упала до значений, при которых стал возможен следующий фазовый переход, называемый бариогенезисом. На этом этапе кварки и глюоны объединились в барионы, такие как протоны и нейтроны. При этом одновременно происходило асимметричное образование как материи, которая превалировала, так и антиматерии, которые взаимно аннигилировали, превращаясь в излучение.

Дальнейшее падение температуры  привело к следующему фазовому переходу — образованию физических сил  и элементарных частиц в их современной  форме. После чего наступила эпоха  нуклеосинтеза, при которой протоны, объединяясь с нейтронами, образовали ядра дейтерия, гелия-4 и ещё нескольких лёгких изотопов. После дальнейшего падения температуры и расширения Вселенной наступил следующий переходный момент, при котором гравитация стала доминирующей силой. Через 380 тысяч лет после Большого взрыва температура снизилась настолько, что стало возможным существование атомов водорода (до этого процессы ионизации и рекомбинации протонов с электронами находились в равновесии).

После эры рекомбинации материя  стала прозрачной для излучения, которое, свободно распространяясь  в пространстве, дошло до нас в  виде реликтового излучения.

Проблема начальной сингулярности

Экстраполяция наблюдаемого расширения Вселенной назад во времени  приводит, при использовании общей  теории относительности и некоторых  других альтернативных теорий гравитации, к бесконечной плотности и  температуре в конечный момент времени  в прошлом. Размеры Вселенной  тогда равнялись нулю — она  была сжата в точку. Это состояние  называется космологической сингулярностью (многие учёные полушутя-полусерьёзно называют космологическую сингулярность  «рождением» Вселенной).

Невозможность избежать сингулярности  в космологических моделях общей  теории относительности была доказана, в числе прочих теорем о сингулярностях, Р. Пенроузом и С. Хокингом в конце 1960-х годов.

Теория Большого взрыва не даёт никакой возможности говорить о чём-либо, что предшествовало этому  моменту (потому что наша математическая модель пространства-времени в момент Большого взрыва теряет применимость, при этом теория вовсе не отрицает возможность существования чего-либо до Большого взрыва). Это сигнализирует  о недостаточности описания Вселенной классической общей теорией относительности.

Насколько близко к сингулярности  можно экстраполировать известную  физику, является предметом научных  дебатов, но практически общепринято, что допланковскую эпоху рассматривать известными методами нельзя. Проблема существования сингулярности в данной теории является одним из стимулов построения квантовой и других альтернативных теорий гравитации, которые стараются разрешить эту проблему.

Дальнейшая эволюция Вселенной

Согласно теории Большого взрыва, дальнейшая эволюция зависит  от экспериментально измеримого параметра  — средней плотности вещества в современной Вселенной. Если плотность  не превосходит некоторого (известного из теории) критического значения, Вселенная  будет расширяться вечно, если же плотность больше критической, то процесс  расширения когда-нибудь остановится  и начнётся обратная фаза сжатия, возвращающая к исходному сингулярному состоянию. Современные экспериментальные  данные относительно величины средней  плотности ещё недостаточно надёжны, чтобы сделать однозначный выбор  между двумя вариантами будущего Вселенной.

Есть ряд вопросов, на которые теория Большого взрыва ответить пока не может, однако основные её положения  обоснованы надёжными экспериментальными данными, а современный уровень  теоретической физики позволяет  вполне достоверно описать эволюцию такой системы во времени, за исключением  самого начального этапа — порядка  сотой доли секунды от «начала  мира». Для теории важно, что эта  неопределённость на начальном этапе  фактически оказывается несущественной, поскольку образующееся после прохождения  данного этапа состояние Вселенной  и его последующую эволюцию можно  описать вполне достоверно.

Тёмная энергия

Тёмная эне́ргия (англ. dark energy) в космологии — феномен, объясняющий факт, что Вселенная расширяется с ускорением.

Существует два варианта объяснения сущности тёмной энергии:

Тёмная энергия есть космологическая константа — неизменная энергетическая плотность, равномерно заполняющая пространство Вселенной (другими словами, постулируется ненулевая энергия и давление вакуума);

Тёмная энергия есть некая квинтэссенция — динамическое поле, энергетическая плотность которого может меняться в пространстве и времени.

К настоящему времени (2013 год) все известные надёжные наблюдательные данные не противоречат первой гипотезе, так что она принимается в  космологии как стандартная. Окончательный  выбор между двумя вариантами требует высокоточных измерений  скорости расширения Вселенной, чтобы  понять, как эта скорость изменяется со временем. Темпы расширения Вселенной  описываются космологическим уравнением состояния. Разрешение уравнения состояния  для тёмной энергии является одной  из самых насущных задач современной  наблюдательной космологии.

Тёмная энергия также  должна составлять значительную часть  так называемой скрытой массы  Вселенной.

Открытие тёмной энергии

На основании проведённых  в конце 1990-х годов наблюдений сверхновых звёзд типа Ia был сделан вывод, что расширение Вселенной ускоряется со временем. Затем эти наблюдения были подкреплены другими источниками: измерениями реликтового излучения, гравитационного линзирования, нуклеосинтеза Большого Взрыва. Все полученные данные хорошо вписываются в лямбда-CDM модель.

Сверхновые звёзды и ускоряющаяся Вселенная

Расстояния до других галактик определяются измерением их красного смещения. По закону Хаббла, величина красного смещения света удалённых галактик прямо пропорциональна расстоянию до этих галактик. Соотношение между  расстоянием и величиной красного смещения называется параметром Хаббла (или, не совсем точно, постоянной Хаббла).

Однако само значение параметра  Хаббла требуется сначала каким-нибудь способом установить, а для этого  нужно измерить значения красного смещения для галактик, расстояния до которых  уже вычислены другими методами. Для этого в астрономии применяются  «стандартные свечи», то есть объекты, светимость которых известна. Лучшим типом «стандартной свечи» для космологических  наблюдений являются сверхновые звёзды типа Ia. Они обладают очень высокой яркостью и вспыхивают только тогда, когда масса старой звезды типа «белый карлик» достигает предела Чандрасекара, значение которого известно с высокой точностью. Следовательно, все вспыхивающие сверхновые типа Ia, находящиеся на одинаковом расстоянии, должны иметь почти одинаковую наблюдаемую яркость; при этом желательно делать поправки на вращение и состав исходной звезды. Сравнивая наблюдаемую яркость сверхновых в разных галактиках, можно определить расстояния до этих галактик.

В конце 1990-х годов было обнаружено, что в удалённых галактиках, расстояние до которых было определено по закону Хаббла, сверхновые типа Ia имеют яркость ниже той, которая им полагается. Иными словами, расстояние до этих галактик, вычисленное по методу «стандартных свеч» (сверхновых Ia), оказывается больше расстояния, вычисленного на основании ранее установленного значения параметра Хаббла. Был сделан вывод, что Вселенная не просто расширяется, она расширяется с ускорением.