16.12.2003 148505 просмотры 363 классов

Считается, что Вселенная состоит из трех типов веществ: нормальная материя, «темная материя» и «темная энергия».

Нормальная материя состоит из атомов, из которых состоят звезды, планеты, люди и любой другой видимый объект во Вселенной.

Как ни унизительно это звучит, нормальная материя почти наверняка составляет наименьшую часть Вселенной, где-то от 1% до 10%.

В популярной в настоящее время модели Вселенной 70% составляют темная энергия, 25% темная материя и 5% нормальная материя. Но рентгеновская обсерватория ЕКА, XMM-Newton, вернула новые данные об этом содержании. XMM-Newton обнаружил загадочные различия между сегодняшними скоплениями галактик и скоплениями галактик во Вселенной около семи миллиардов лет назад.

Некоторые ученые интерпретируют это как означающее, что «темная энергия», которая, по мнению большинства астрономов, доминирует во Вселенной, просто не существует.

Скопления галактик излучают много рентгеновских лучей, потому что они содержат большое количество высокотемпературного газа. Измеряя количество рентгеновских лучей от скопления, астрономы могут определить как температуру кластерного газа, так и массу скопления.

Теоретически, во Вселенной с высокой плотностью материи скопления галактик продолжали бы расти, и поэтому, в среднем, сейчас они должны содержать больше массы, чем в прошлом.

Большинство астрономов считают, что мы живем во Вселенной с низкой плотностью, в которой таинственная субстанция, известная как «темная энергия», составляет 70% ее содержания и, следовательно, пронизывает все.

В этом сценарии скопления галактик должны перестать расти в самом начале истории Вселенной и выглядеть практически неотличимыми от нынешних.

Астрономы с помощью XMM-Newton Европейского космического агентства показали, что скопления галактик в далекой Вселенной не похожи на сегодняшние.Кажется, они излучают больше рентгеновских лучей, чем ожидалось.

Эти скопления галактик изменили свой внешний вид со временем, и расчеты также показывают, что в прошлом скоплений галактик было меньше.

Это указывает на то, что Вселенная должна быть средой с высокой плотностью, что противоречит современным представлениям. Этот вывод очень спорен, потому что для объяснения этих результатов во Вселенной должно быть много материи, а это оставляет мало места для темной энергии.

XMM-Newton дал астрономам новый взгляд на Вселенную и новую загадку, над которой стоит задуматься.Эти результаты подтверждаются другими рентгеновскими наблюдениями, и, если они дадут такой же ответ, нам, возможно, придется переосмыслить наше понимание Вселенной.

Спасибо за лайк

Эта страница вам уже понравилась, понравиться можно только один раз!

Из чего сделана Вселенная?

Вселенная заполнена миллиардами галактик и триллионами звезд, а также почти бесчисленным количеством планет, лун, астероидов, комет и облаков пыли и газа — все кружится в бескрайних просторах космоса.

Но если мы увеличим масштаб, из каких блоков строятся эти небесные тела и откуда они взялись?

Водород — самый распространенный элемент , обнаруженный во Вселенной, за ним следует гелий; вместе они составляют почти всю обычную материю. Но это лишь крошечный кусочек Вселенной — около 5%. Все остальное сделано из вещей, которые не видны и могут быть обнаружены только косвенно. [ От Большого взрыва до наших дней: снимки нашей Вселенной во времени ]

В основном водород

Все началось с Большого взрыва , примерно 13.8 миллиардов лет назад, когда сверхгорячая и плотно упакованная материя внезапно и быстро расширилась сразу во всех направлениях. Миллисекунды спустя новорожденная Вселенная представляла собой вздымающуюся массу нейтронов, протонов, электронов, фотонов и других субатомных частиц с температурой около 100 миллиардов градусов Кельвина, согласно NASA .

Каждая крупица материи, из которой состоят все известные элементы периодической таблицы — и каждый объект во Вселенной, от черных дыр до массивных звезд и пылинок — была создана во время Большого взрыва, сказала Нета Бахколл, профессор астрономии факультета астрофизических наук Принстонского университета в Нью-Джерси.

«Мы даже не знаем законов физики, которые существовали бы в такой горячей и плотной среде», — сказал Бахколл Live Science.

Примерно через 100 секунд после Большого взрыва температура упала до все еще кипящего уровня в 1 миллиард градусов Кельвина. Примерно к 380000 лет спустя Вселенная остыла достаточно, чтобы протоны и нейтроны собрались вместе и образовали литий, гелий и изотоп водорода дейтерий, в то время как свободные электроны были захвачены, чтобы сформировать нейтральные атомы.

Поскольку в ранней Вселенной было так много протонов, водород — самый легкий элемент, содержащий всего один протон и один нейтрон — стал самым распространенным элементом, составляя почти 95% процентов атомов Вселенной.Около 5% атомов Вселенной составляют гелий, согласно NASA . Затем, примерно через 200 миллионов лет после Большого взрыва, сформировались первые звезды и произвели остальные элементы, которые составляют часть оставшегося 1% всей обычной материи во Вселенной.

Невидимые частицы

Во время Большого взрыва было создано еще кое-что: темная материя. «Но мы не можем сказать, какую форму он принял, потому что мы не обнаружили эти частицы», — сказал Бахколл Live Science.

Темную материю нельзя наблюдать напрямую, но ее отпечатки сохраняются в первом свете Вселенной или в космическом микроволновом фоновом излучении (CMB) в виде крошечных флуктуаций излучения, сказал Бахколл.Ученые впервые предположили существование темной материи в 1930-х годах, предположив, что невидимое притяжение темной материи должно быть тем, что скрепляет быстро движущиеся скопления галактик. Спустя десятилетия, в 1970-х, американский астроном Вера Рубин нашла более косвенные свидетельства существования темной материи в более быстрых, чем ожидалось, скоростях вращения звезд.

Основываясь на открытиях Рубина, астрофизики подсчитали, что темная материя — даже если ее нельзя увидеть или измерить — должна составлять значительную часть Вселенной.Но около 20 лет назад ученые обнаружили, что во Вселенной есть что-то еще более странное, чем темная материя; темная энергия, которой, как считается, гораздо больше, чем материи или темной материи. [ Галерея: Темная материя во Вселенной ]

Непреодолимая сила

Открытие темной энергии произошло из-за того, что ученые задались вопросом, достаточно ли темной материи во Вселенной, чтобы вызвать расширение или обратное направление, вызывающее коллапс Вселенной. внутрь на себя.

И вот, когда группа исследователей исследовала это в конце 1990-х, они обнаружили, что не только Вселенная не сжималась сама по себе, но и расширялась наружу со все более высокой скоростью. Группа определила, что неизвестная сила, получившая название темной энергии, толкает вселенную в кажущейся пустоте пространства и ускоряет ее импульс; результаты ученых принесли физикам Адаму Риссу, Брайану Шмидту и Солу Перлмуттеру Нобелевскую премию по физике в 2011 году.

Модели силы, необходимые для объяснения ускоряющейся скорости расширения Вселенной, предполагают, что темная энергия должна составлять от 70% до 75% Вселенная.Тем временем темная материя составляет от 20% до 25%, в то время как так называемая обычная материя — вещество, которое мы действительно можем видеть — по оценкам составляет менее 5% Вселенной, сказал Бахколл.

Учитывая, что темная энергия составляет около трех четвертей Вселенной, понимание ее, возможно, является самой большой проблемой, с которой сегодня сталкиваются ученые, рассказал Live Science астрофизик Марио Ливио из Научного института космического телескопа Университета Джонса Хопкинса в Балтиморе, штат Мэриленд. сестринский сайт Space.com в 2018 году.

«Хотя темная энергия не играла огромной роли в эволюции Вселенной в прошлом, она будет играть доминирующую роль в эволюции в будущем», — сказал Ливио. «Судьба Вселенной зависит от природы темной энергии».

Первоначально опубликовано на сайте Live Science .

Вселенная — Вселенная сегодня

Что такое Вселенная? Это очень сложный вопрос! Независимо от того, под каким углом можно было ответить на этот вопрос, можно было потратить годы, отвечая на этот вопрос, и все равно едва коснуться поверхности.С точки зрения времени и пространства, он невероятно большой (а возможно, даже бесконечный) и невероятно старый по человеческим меркам. Поэтому его подробное описание — монументальная задача. Но мы, сотрудники Universe Today, полны решимости попробовать!

Так что же такое Вселенная? Если коротко, то это сумма всего сущего. Это совокупность времени, пространства, материи и энергии, которая начала расширяться около 13,8 миллиардов лет назад и с тех пор продолжает расширяться. Никто до конца не уверен, насколько обширна Вселенная на самом деле, и никто не знает, чем все это закончится.Но постоянные исследования и исследования многому нас научили в ходе истории человечества.

Определение:

Термин «Вселенная» происходит от латинского слова «универсум», которое использовалось римским государственным деятелем Цицероном и более поздними римскими авторами для обозначения мира и космоса в том виде, в каком они его знали. Он состоял из Земли и всех живых существ, обитавших на ней, а также Луны, Солнца, известных тогда планет (Меркурий, Венера, Марс, Юпитер, Сатурн) и звезд.

Термин «космос» часто используется как синоним Вселенной. Оно образовано от греческого слова kosmos , что буквально означает «мир». Другие слова, обычно используемые для определения целостности существования, включают «Природа» (производное от германского слова natur ) и английское слово «все», использование которого можно увидеть в научной терминологии, то есть «Теория всего» (TOE) .

Сегодня этот термин часто используется для обозначения всего, что существует в известной Вселенной — Солнечной системы, Млечного Пути, всех известных галактик и сверхструктур.В контексте современной науки, астрономии и астрофизики это также относится ко всему пространству-времени, всем формам энергии (то есть электромагнитному излучению и материи) и связанным с ними физическим законам.

Происхождение Вселенной:

Текущий научный консенсус состоит в том, что Вселенная расширилась из точки сверхвысокой плотности вещества и энергии примерно 13,8 миллиарда лет назад. Эта теория, известная как теория большого взрыва, не единственная космологическая модель для объяснения происхождения Вселенной и ее эволюции — например, есть теория устойчивого состояния или теория колеблющейся Вселенной.

Однако он наиболее широко распространен и популярен. Это связано с тем, что одна только теория Большого взрыва способна объяснить происхождение всей известной материи, законы физики и крупномасштабную структуру Вселенной. Это также объясняет расширение Вселенной, существование космического микроволнового фона и широкий спектр других явлений.

Работая в обратном направлении от текущего состояния Вселенной, ученые предположили, что она, должно быть, возникла в единственной точке бесконечной плотности и конечного времени, которая начала расширяться. Теория утверждает, что после первоначального расширения Вселенная остыла достаточно, чтобы позволить образование субатомных частиц, а затем и простых атомов. Гигантские облака этих первобытных элементов позже слились под действием силы тяжести, образуя звезды и галактики.

Все началось примерно в 13 году.8 миллиардов лет назад и, таким образом, считается возрастом Вселенной. Путем проверки теоретических принципов, экспериментов с ускорителями частиц и высокоэнергетических состояний, а также астрономических исследований, которые наблюдали глубокую Вселенную, ученые построили временную шкалу событий, которые начались с Большого взрыва и привели к текущему состоянию космической эволюции. .

Однако самые ранние времена Вселенной — примерно от 10 ^-43 до 10 ^-11 секунд после Большого взрыва — являются предметом обширных спекуляций.Учитывая, что законы физики, какими мы их знаем, не могло существовать в то время, трудно понять, как можно было управлять Вселенной. Более того, эксперименты, которые могут создавать задействованные виды энергии, находятся в зачаточном состоянии.

Тем не менее, преобладает множество теорий относительно того, что происходило в этот начальный момент времени, многие из которых совместимы. В соответствии со многими из этих теорий момент, следующий за Большим взрывом, можно разбить на следующие периоды времени: эпоха сингулярности, эпоха инфляции и эпоха похолодания.

Также известная как Эпоха Планка (или Эра Планка), Эпоха сингулярности была самым ранним известным периодом Вселенной. В это время вся материя была сконденсирована в единой точке бесконечной плотности и очень высокой температуры. Считается, что в этот период квантовые эффекты гравитации преобладали в физических взаимодействиях и что никакие другие физические силы не были равны по силе гравитации.

Этот планковский период времени простирается от точки 0 приблизительно до 10 ^-43 секунд и назван так потому, что его можно измерить только в планковском времени.Из-за высокой температуры и плотности материи состояние Вселенной было крайне нестабильным. Таким образом, он начал расширяться и остывать, что привело к проявлению фундаментальных сил физики. Примерно с 10 ^-43 секунд и 10 ^-36 секунд Вселенная начала переходить по температурам.

Считается, что именно здесь фундаментальные силы, управляющие Вселенной, начали отделяться друг от друга. Первым шагом в этом было отделение силы гравитации от калибровочных сил, которые объясняют сильные и слабые ядерные силы и электромагнетизм.Затем, от 10 ^-36 до 10 ^-32 секунд после Большого взрыва, температура Вселенной была достаточно низкой (10 ²⁸ К), чтобы электромагнетизм и слабое ядерное взаимодействие также могли разделиться.

С созданием первых фундаментальных сил Вселенной началась Эпоха Инфляции, продолжавшаяся от 10 ^-32 секунд по планковскому времени до неизвестной точки. Большинство космологических моделей предполагают, что Вселенная в этот момент была однородно заполнена с высокой плотностью энергии, и что невероятно высокие температуры и давление привели к быстрому расширению и охлаждению.

Это началось в 10 ^-37 секунд, когда фазовый переход, вызвавший разделение сил, также привел к периоду, когда Вселенная росла экспоненциально. Именно в этот момент времени произошел бариогенез, который относится к гипотетическому событию, когда температуры были настолько высокими, что случайные движения частиц происходили с релятивистскими скоростями.

В результате этого пары частица-античастица всех видов непрерывно создавались и разрушались в столкновениях, что, как полагают, привело к преобладанию материи над антивеществом в нынешней Вселенной.После прекращения инфляции Вселенная состояла из кварк-глюонной плазмы, а также всех других элементарных частиц. С этого момента Вселенная начала охлаждаться, а материя слилась и сформировалась.

Поскольку Вселенная продолжала уменьшаться в плотности и температуре, началась Эпоха Охлаждения. Это характеризовалось уменьшением энергии частиц и продолжением фазовых переходов до тех пор, пока фундаментальные силы физики и элементарные частицы не приняли их нынешнюю форму. Поскольку энергия частиц упала бы до значений, которые могут быть получены с помощью экспериментов по физике элементарных частиц, этот период и далее является предметом меньших спекуляций.

Например, ученые считают, что примерно через 10 ^-11 секунд после Большого взрыва энергии частиц значительно упали. Примерно через 10 ^-6 секунд кварки и глюоны объединились, чтобы сформировать барионы, такие как протоны и нейтроны, и небольшой избыток кварков над антикварками привел к небольшому избытку барионов над антибарионами.

Поскольку температуры были недостаточно высокими для создания новых пар протон-антипротон (или пар нейтрон-анитнейтрон), немедленно последовала массовая аннигиляция, в результате чего остался только один из 10 ¹⁰ исходных протонов и нейтронов и ни одной из их античастиц.Аналогичный процесс произошел примерно через 1 секунду после Большого взрыва для электронов и позитронов.

После этих аннигиляций оставшиеся протоны, нейтроны и электроны больше не двигались релятивистски, и в плотности энергии Вселенной преобладали фотоны и, в меньшей степени, нейтрино. Через несколько минут после расширения начался период, известный как нуклеосинтез Большого взрыва.

Благодаря падению температуры до 1 миллиарда кельвинов и плотности энергии примерно до эквивалента воздуха, нейтроны и протоны начали объединяться, образуя первый во Вселенной дейтерий (стабильный изотоп водорода) и атомы гелия.Однако большая часть протонов Вселенной оставалась несвязанной в виде ядер водорода.

Примерно через 379000 лет электроны соединились с этими ядрами, чтобы сформировать атомы (опять же, в основном водород), в то время как излучение отделялось от материи и продолжало расширяться в космосе, в значительной степени беспрепятственно. Теперь известно, что это излучение составляет космический микроволновый фон (CMB), который сегодня является самым старым светом во Вселенной.

По мере расширения реликтового излучения оно постепенно теряет плотность и энергию, и в настоящее время, по оценкам, имеет температуру 2.7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C / -454,763 ° F) и плотность энергии 0,25 эВ / см ³ (или 4,005 × 10 ^-14 Дж / м ³ ; 400–500 фотонов / см ³ ). CMB можно увидеть во всех направлениях на расстоянии примерно 13,8 миллиарда световых лет, но по оценкам его фактического расстояния он находится примерно в 46 миллиардах световых лет от центра Вселенной.

Эволюция Вселенной:

В течение следующих нескольких миллиардов лет несколько более плотные области материи Вселенной (которые были почти равномерно распределены) начали гравитационно притягиваться друг к другу.Поэтому они становились еще плотнее, образуя газовые облака, звезды, галактики и другие астрономические структуры, которые мы регулярно наблюдаем сегодня.

Это то, что известно как Эпоха Структуры, поскольку именно в это время начала формироваться современная Вселенная. Он состоял из видимой материи, распределенной в структурах различного размера (от звезд и планет до галактик, скоплений галактик и суперкластеров), где сосредоточена материя и которые разделены огромными пропастями, содержащими несколько галактик.

Детали этого процесса зависят от количества и типа материи во Вселенной. Четыре предлагаемых типа — холодная темная материя, теплая темная материя, горячая темная материя и барионная материя. Однако модель Лямбда-Холодной Темной Материи (Лямбда-CDM), в которой частицы темной материи движутся медленно по сравнению со скоростью света, считается стандартной моделью космологии Большого Взрыва, поскольку она лучше всего соответствует имеющимся данным. .

Согласно этой модели, холодная темная материя составляет около 23% материи / энергии Вселенной, в то время как барионная материя составляет около 4.6%. Лямбда относится к космологической постоянной, теории, первоначально предложенной Альбертом Эйнштейном, который пытался показать, что баланс массы и энергии во Вселенной остается статическим.

В данном случае это связано с темной энергией, которая служила для ускорения расширения Вселенной и сохранения ее крупномасштабной структуры в значительной степени однородной. Существование темной энергии основано на нескольких доказательствах, и все они указывают на то, что Вселенная пронизана ею. Основываясь на наблюдениях, считается, что 73% Вселенной состоит из этой энергии.

Во время самых ранних фаз Вселенной, когда вся барионная материя находилась в более тесном пространстве, преобладала гравитация. Однако после миллиардов лет расширения, растущее изобилие темной энергии привело к тому, что она стала доминировать во взаимодействиях между галактиками. Это вызвало ускорение, известное как Эпоха космического ускорения.

Время начала этого периода является предметом споров, но, по оценкам, он начался примерно через 8,8 миллиарда лет после Большого взрыва (5 миллиардов лет назад).Космологи полагаются как на квантовую механику, так и на общую теорию относительности Эйнштейна, чтобы описать процесс космической эволюции, имевший место в этот период и в любое время после инфляционной эпохи.

Путем тщательного процесса наблюдений и моделирования ученые определили, что этот эволюционный период действительно согласуется с уравнениями поля Эйнштейна, хотя истинная природа темной энергии остается иллюзорной. Более того, не существует хорошо обоснованных моделей, способных определить, что происходило во Вселенной до периода, предшествовавшего 10 ^-15 секундам после Большого взрыва.

Однако текущие эксперименты с использованием Большого адронного коллайдера (LHC) ЦЕРН направлены на воссоздание энергетических условий, которые существовали бы во время Большого взрыва, что также, как ожидается, откроет физику, выходящую за рамки Стандартной модели.

Любые прорывы в этой области, вероятно, приведут к единой теории квантовой гравитации, где ученые, наконец, смогут понять, как гравитация взаимодействует с тремя другими фундаментальными физическими силами — электромагнетизмом, слабым ядерным взаимодействием и сильным ядерным взаимодействием.Это, в свою очередь, также поможет нам понять, что на самом деле происходило в самые ранние эпохи Вселенной.

Структура Вселенной:

Реальный размер, форма и крупномасштабная структура Вселенной были предметом постоянных исследований. В то время как самый старый свет во Вселенной, который можно наблюдать, находится на расстоянии 13,8 миллиарда световых лет (CMB), это не фактическая протяженность Вселенной. Учитывая, что Вселенная находилась в состоянии расширения в течение миллиардов лет и со скоростями, превышающими скорость света, фактическая граница простирается далеко за пределы того, что мы можем видеть.

Наши современные космологические модели показывают, что Вселенная имеет диаметр около 91 миллиарда световых лет (28 миллиардов парсеков). Другими словами, наблюдаемая Вселенная простирается от нашей Солнечной системы на расстояние примерно 46 миллиардов световых лет во всех направлениях. Однако, учитывая, что край Вселенной не наблюдается, пока не ясно, действительно ли у Вселенной есть край. Насколько мы знаем, это продолжается вечно!

В наблюдаемой Вселенной материя распределена высоко структурированным образом. Внутри галактик он состоит из больших скоплений, то есть планет, звезд и туманностей, чередующихся с большими областями пустого пространства (то есть межпланетного пространства и межзвездной среды).

В больших масштабах все примерно так же: галактики разделены объемами пространства, заполненными газом и пылью. В самом большом масштабе, где существуют скопления галактик и сверхскопления, у вас есть тонкая сеть крупномасштабных структур, состоящих из плотных нитей материи и гигантских космических пустот.

С точки зрения формы, пространство-время может существовать в одной из трех возможных конфигураций — положительно изогнутой, отрицательно изогнутой и плоской. Эти возможности основаны на существовании по крайней мере четырех измерений пространства-времени (координаты x, координаты y, координаты z и времени) и зависят от природы космического расширения и от того, является ли Вселенная конечно или бесконечно.

Положительно изогнутая (или замкнутая) Вселенная будет напоминать четырехмерную сферу, конечную в пространстве и не имеющую видимого края.Отрицательно изогнутая (или открытая) Вселенная выглядела бы как четырехмерное «седло» и не имела бы границ ни в пространстве, ни во времени.

В первом сценарии Вселенная должна перестать расширяться из-за переизбытка энергии. В последнем он будет содержать слишком мало энергии, чтобы когда-либо перестать расширяться.В третьем и последнем сценарии — плоская Вселенная — будет существовать критическое количество энергии, и ее расширение остановится только через бесконечное количество времени.

Судьба Вселенной:

Гипотеза о том, что у Вселенной есть начальная точка, естественным образом порождает вопросы о возможной конечной точке. Если Вселенная началась с крошечной точки бесконечной плотности, которая начала расширяться, означает ли это, что она будет продолжать расширяться бесконечно? Или однажды у него закончится экспансивная сила, и он начнет отступать внутрь, пока вся материя не превратится в крошечный шар?

Ответ на этот вопрос был в центре внимания космологов с тех пор, как начались дебаты о том, какая модель Вселенной является правильной.С принятием теории Большого взрыва, но до наблюдения темной энергии в 1990-х годах космологи пришли к соглашению о двух сценариях как наиболее вероятных исходах для нашей Вселенной.

В первом, широко известном как сценарий «Большого сжатия», Вселенная достигнет максимального размера, а затем начнет сжиматься. Это будет возможно только в том случае, если массовая плотность Вселенной больше критической плотности. Другими словами, пока плотность материи остается на определенном уровне или выше (1-3 × 10 ^-26 кг вещества на кубический метр), Вселенная в конечном итоге будет сжиматься.

В качестве альтернативы, если бы плотность во Вселенной была равна или ниже критической плотности, расширение замедлилось бы, но никогда не остановится. В этом сценарии, известном как «большое замораживание», Вселенная будет продолжаться до тех пор, пока звездообразование в конечном итоге не прекратится с потреблением всего межзвездного газа в каждой галактике. Между тем все существующие звезды сгорят и станут белыми карликами, нейтронными звездами и черными дырами.

Очень постепенно столкновения между этими черными дырами будут приводить к накоплению массы в все большие и большие черные дыры.Средняя температура Вселенной приблизилась бы к абсолютному нулю, и черные дыры испарились бы после испускания последнего из своего излучения Хокинга. Наконец, энтропия Вселенной возрастет до такой степени, что из нее нельзя будет извлечь организованную форму энергии (сценарий, известный как «тепловая смерть»).

Современные наблюдения, которые включают существование темной энергии и ее влияние на космическое расширение, привели к выводу, что все больше и больше видимой в настоящее время Вселенной будет выходить за пределы нашего горизонта событий (т.е. реликтовое излучение, край того, что мы можем видеть) и стать невидимым для нас. Конечный результат этого в настоящее время неизвестен, но «тепловая смерть» также считается вероятной конечной точкой в ​​этом сценарии.

Другие объяснения темной энергии, называемые теориями фантомной энергии, предполагают, что в конечном итоге скопления галактик, звезды, планеты, атомы, ядра и сама материя будут разорваны на части в результате постоянно увеличивающегося расширения. Этот сценарий известен как «Большой разрыв», в котором расширение самой Вселенной в конечном итоге приведет к его гибели.

История обучения:

Строго говоря, люди созерцают и изучают природу Вселенной с доисторических времен. Таким образом, самые ранние описания того, как возникла Вселенная, носили мифологический характер и передавались устно от одного поколения к другому. В этих историях мир, пространство, время и вся жизнь начинались с события творения, когда Бог или Боги были ответственны за создание всего.

Астрономия также начала формироваться как область исследований еще во времена древних вавилонян.Системы созвездий и астрологические календари, подготовленные вавилонскими учеными еще во 2-м тысячелетии до н. Э., Будут способствовать развитию космологических и астрологических традиций культур на тысячи лет вперед.

В классической античности начало появляться понятие Вселенной, которое было продиктовано физическими законами. Между греческими и индийскими учеными объяснения сотворения стали приобретать философский характер, делая упор на причине и следствии, а не на божественной воле.Самые ранние примеры включают Фалеса и Анаксимандра, двух досократических греческих ученых, которые утверждали, что все было рождено из изначальной формы материи.

К V веку до нашей эры философ-досократик Эмпедокл стал первым западным ученым, предложившим Вселенную, состоящую из четырех элементов — земли, воздуха, воды и огня. Эта философия стала очень популярной в западных кругах и была похожа на китайскую систему пяти элементов — металла, дерева, воды, огня и земли, которая возникла примерно в то же время.

Только Демокрит, греческий философ V / IV веков до н.э., предложил Вселенную, состоящую из неделимых частиц (атомов). Индийский философ Канада (живший в VI или II веке до нашей эры) развил эту философию дальше, предположив, что свет и тепло представляют собой одну и ту же субстанцию ​​в разных формах. Буддийский философ V века нашей эры Диньяна пошел еще дальше, предположив, что вся материя состоит из энергии.

Понятие конечного времени было также ключевой чертой авраамических религий — иудаизма, христианства и ислама. Возможно, вдохновленная зороастрийской концепцией Судного Дня, вера в то, что у Вселенной есть начало и конец, будет распространяться на западные концепции космологии даже по сей день.

Между 2-м тысячелетием до нашей эры и 2-м веком нашей эры астрономия и астрология продолжали развиваться и развиваться. Помимо наблюдения за правильным движением планет и движением созвездий по Зодиаку, греческие астрономы также сформулировали геоцентрическую модель Вселенной, в которой Солнце, планеты и звезды вращаются вокруг Земли.

Эти традиции лучше всего описаны в математическом и астрономическом трактате II века н.э., Альмагест , написанном греко-египетским астрономом Клавдием Птолемеем (он же Птолемей). Этот трактат и принятая в нем космологическая модель будут считаться каноническими средневековыми европейскими и исламскими учеными на протяжении более тысячи лет.

Однако еще до научной революции (ок.16-18 веков) были астрономы, которые предложили гелиоцентрическую модель Вселенной, в которой Земля, планеты и звезды вращаются вокруг Солнца. Среди них были греческий астроном Аристарх Самосский (ок. 310–230 до н. Э.) И эллинистический астроном и философ Селевк из Селевкии (190–150 до н. Э.).

В средние века индийские, персидские и арабские философы и ученые поддерживали и расширяли классическую астрономию. Помимо сохранения птолемеевских и неаристотелевских идей, они также предложили революционные идеи, такие как вращение Земли.Некоторые ученые, такие как индийский астроном Арьябхата и персидские астрономы Альбумасар и Ас-Сиджи, даже усовершенствовали версии гелиоцентрической Вселенной.

К XVI веку Николай Коперник предложил наиболее полную концепцию гелиоцентрической Вселенной, решив с помощью теории давние математические проблемы. Его идеи были впервые выражены в 40-страничной рукописи под названием Commentariolus («Маленький комментарий»), в которой описывалась гелиоцентрическая модель, основанная на семи общих принципах.Эти семь принципов гласят, что:

1. Не все небесные тела вращаются вокруг одной точки
2. Центр Земли — это центр лунной сферы — орбита Луны вокруг Земли; все сферы вращаются вокруг Солнца, которое находится недалеко от центра Вселенной
3. Расстояние между Землей и Солнцем составляет незначительную часть расстояния от Земли и Солнца до звезд, поэтому параллакс у звезд не наблюдается
4. Звезды неподвижны — их кажущееся суточное движение вызвано суточным вращением Земли
5. Земля движется по сфере вокруг Солнца, вызывая кажущуюся годовую миграцию Солнца
6. Земля совершает более одного движения
7. Орбитальное движение Земли вокруг Солнца вызывает кажущееся обратное движение планет.

Более подробное изложение его идей было опубликовано в 1532 г., когда Коперник завершил свой великий опус — De Revolutionibus orbium coelestium ( О вращениях небесных сфер) . В нем он выдвинул семь основных аргументов, но в более подробной форме и с подробными вычислениями, подтверждающими их. Из-за опасений преследований и негативной реакции этот том не был выпущен до его смерти в 1542 году.

Его идеи будут усовершенствованы математиками 16-17 веков, астрономом и изобретателем Галилео Галилеем. Используя телескоп своего собственного создания, Галилей делал записанные наблюдения Луны, Солнца и Юпитера, которые демонстрировали недостатки геоцентрической модели Вселенной, а также демонстрировали внутреннюю согласованность модели Коперника.

Его наблюдения были опубликованы в нескольких разных томах в начале 17 века. Его наблюдения за кратерами поверхности Луны и его наблюдения за Юпитером и его самыми большими лунами были подробно описаны в 1610 году в его Sidereus Nuncius ( The Starry Messenger ), в то время как его наблюдения за солнечными пятнами были описаны в On the Spots Observed in the Spots Вс (1610).

Галилей также записал свои наблюдения о Млечном Пути в программе Starry Messenger , которая ранее считалась туманной. Вместо этого Галилей обнаружил, что это было множество звезд, упакованных так плотно, что издалека казалось, что они похожи на облака, но на самом деле это были звезды, расположенные намного дальше, чем считалось ранее.

В 1632 году Галилей наконец обратился к «Великой дискуссии» в своем трактате Dialogo sopra i due massimi sistemi del mondo ( Диалог о двух главных мировых системах) , в котором он отстаивал гелиоцентрическую модель над геоцентрической.Используя свои собственные телескопические наблюдения, современную физику и строгую логику, аргументы Галилея эффективно подорвали основу системы Аристотеля и Птолемея для растущей и восприимчивой аудитории.

Иоганн Кеплер продвинул эту модель дальше своей теорией эллиптических орбит планет. В сочетании с точными таблицами, предсказывающими положение планет, модель Коперника была эффективно доказана. Начиная с середины семнадцатого века, осталось немного астрономов, не принадлежащих к Копернику.

Следующим крупным вкладом стал сэр Исаак Ньютон (1642/43 — 1727), работа которого над законами движения планет Кеплера привела его к разработке теории всемирного тяготения. В 1687 году он опубликовал свой знаменитый трактат « Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica » («Математические принципы естественной философии»), в котором подробно описаны его Три закона движения. В этих законах говорилось, что:

1. Если смотреть в инерциальной системе отсчета, объект либо остается в покое, либо продолжает двигаться с постоянной скоростью, если на него не действует внешняя сила.
2. Векторная сумма внешних сил (F) на объект равна массе ( м) этого объекта, умноженной на вектор ускорения (a) объекта. В математической форме это выражается как: F = м a
3. Когда одно тело оказывает силу на второе тело, второе тело одновременно оказывает на первое тело силу, равную по величине и противоположную по направлению.

Вместе эти законы описывают взаимосвязь между любым объектом, силами, действующими на него, и результирующим движением, тем самым закладывая основу классической механики. Законы также позволили Ньютону вычислить массу каждой планеты, вычислить сглаживание Земли на полюсах и выпуклость на экваторе, а также то, как гравитационное притяжение Солнца и Луны создает земные приливы.

Его подобный исчислению метод геометрического анализа также мог учитывать скорость звука в воздухе (на основе закона Бойля), прецессию точек равноденствия, которые, как он показал, были результатом гравитационного притяжения Луны к Земле, и определить орбиты комет.Этот том окажет глубокое влияние на науку, поскольку его принципы останутся каноническими в течение следующих 200 лет.

Еще одно важное открытие произошло в 1755 году, когда Иммануил Кант предположил, что Млечный Путь представляет собой большое скопление звезд, скрепленных взаимной гравитацией. Как и Солнечная система, эта совокупность звезд будет вращаться и расплющиваться в виде диска, в который будет встроена Солнечная система.

Астроном Уильям Гершель попытался на самом деле нанести на карту форму Млечного Пути в 1785 году, но он не осознавал, что большие части галактики скрыты газом и пылью, которые скрывают ее истинную форму.Следующий большой скачок в изучении Вселенной и законов, управляющих ею, произошел только в 20-м веке, с развитием специальной и общей теории относительности Эйнштейна.

Новаторские теории Эйнштейна о пространстве и времени (суммированные просто как E = mc² ) были частично результатом его попыток разрешить законы механики Ньютона с законами электромагнетизма (как это характеризует уравнения Максвелла и закон силы Лоренца) .В конце концов, Эйнштейн разрешил несоответствие между этими двумя областями, предложив специальную теорию относительности в своей статье 1905 года « О электродинамике движущихся тел, ».

По сути, эта теория утверждала, что скорость света одинакова во всех инерциальных системах отсчета. Это противоречило ранее существовавшему консенсусу о том, что свет, проходящий через движущуюся среду, будет увлекаться этой средой, что означало, что скорость света является суммой его скорости с по в среде плюс скорость из этой среды. .Эта теория привела к множеству проблем, которые оказались непреодолимыми до теории Эйнштейна.

Специальная теория относительности не только согласовала уравнения Максвелла для электричества и магнетизма с законами механики, но и упростила математические вычисления, отказавшись от посторонних объяснений, используемых другими учеными. Это также сделало совершенно излишним существование среды, согласованной с непосредственно наблюдаемой скоростью света, и объяснило наблюдаемые аберрации.

Между 1907 и 1911 годами Эйнштейн начал размышлять о том, как можно применить специальную теорию относительности к гравитационным полям — то, что впоследствии стало известно как общая теория относительности.Это завершилось в 1911 году публикациями « О влиянии гравитации на распространение света, », в которой он предсказал, что время относительно наблюдателя и зависит от его положения в гравитационном поле.

Он также продвинул так называемый принцип эквивалентности, который гласит, что гравитационная масса идентична инертной массе. Эйнштейн также предсказал явление гравитационного замедления времени — когда два наблюдателя, находящиеся на разных расстояниях от гравитирующей массы, ощущают разницу во времени между двумя событиями.Еще одним важным результатом его теорий было существование черных дыр и расширяющейся Вселенной.

В 1915 году, через несколько месяцев после того, как Эйнштейн опубликовал свою общую теорию относительности, немецкий физик и астроном Карл Шварцшильд нашел решение уравнений поля Эйнштейна, которые описывали гравитационное поле точки и сферической массы. Это решение, теперь называемое радиусом Шварцшильда, описывает точку, в которой масса сферы настолько сжата, что скорость убегания от поверхности будет равна скорости света.

В 1931 году американский астрофизик индийского происхождения Субраманян Чандрасекар вычислил, используя специальную теорию относительности, что невращающееся тело из электронно-вырожденной материи с массой выше определенной предельной коллапсирует само на себя. В 1939 году Роберт Оппенгеймер и другие согласились с анализом Чандрасекара, заявив, что нейтронные звезды сверх установленного предела коллапсируют в черные дыры.

Еще одним следствием общей теории относительности было предсказание, что Вселенная находится в состоянии расширения или сжатия.В 1929 году Эдвин Хаббл подтвердил первое. В то время это, казалось, опровергало теорию Эйнштейна о космологической постоянной, которая была силой, которая «сдерживала гравитацию», чтобы гарантировать, что распределение материи во Вселенной оставалось равномерным во времени.

Эдвин Хаббл продемонстрировал с помощью измерений красного смещения, что галактики удаляются от Млечного Пути. Более того, он показал, что галактики, находящиеся дальше от Земли, по-видимому, удаляются быстрее — явление, которое впоследствии получило название закона Хаббла.Хаббл попытался ограничить значение коэффициента расширения, который он оценил в 500 км / сек на мегапарсек пространства (который с тех пор был пересмотрен).

А затем, в 1931 году, Жорж Леметр, бельгийский физик и римско-католический священник, сформулировал идею, которая положила начало теории большого взрыва. После независимого подтверждения того, что Вселенная находится в состоянии расширения, он предположил, что текущее расширение Вселенной означает, что, если бы отец вернулся в прошлое, тем меньше будет Вселенная.

Другими словами, в какой-то момент в прошлом вся масса Вселенной была бы сосредоточена в одной точке. Эти открытия вызвали дебаты между физиками на протяжении 1920-30-х годов, при этом большинство высказывалось за то, что Вселенная находилась в устойчивом состоянии (т.е.теория устойчивого состояния). В этой модели новая материя постоянно создается по мере расширения Вселенной, таким образом сохраняя однородность и плотность материи с течением времени.

После Второй мировой войны споры достигли апогея между сторонниками модели устойчивого состояния и сторонниками теории большого взрыва, популярность которой росла.В конце концов, данные наблюдений начали отдавать предпочтение Большому взрыву, а не устойчивому состоянию, включая открытие и подтверждение реликтового излучения в 1965 году. С того времени астрономы и космологи пытались решить теоретические проблемы, возникающие из этой модели.

В 1960-х, например, Темная материя (первоначально предложенная в 1932 году Яном Оортом) была предложена в качестве объяснения кажущейся «недостающей массы» Вселенной. Кроме того, статьи, представленные Стивеном Хокингом и другими физиками, показали, что сингулярности были неизбежным начальным условием общей теории относительности и космологической модели Большого взрыва.

В 1981 году физик Алан Гут теоретизировал период быстрого космического расширения (также известный как эпоха «инфляции»), который разрешил другие теоретические проблемы. В 1990-е годы рост Темной Энергии также был попыткой решить нерешенные проблемы космологии. Помимо объяснения недостающей массы Вселенной (наряду с темной материей), он также предоставил объяснение того, почему Вселенная все еще ускоряется, и предложило решение для космологической постоянной Эйнштейна.

Значительный прогресс был достигнут в нашем исследовании Вселенной благодаря достижениям в области телескопов, спутников и компьютерного моделирования.Это позволило астрономам и космологам заглянуть дальше во Вселенную (и, следовательно, еще дальше назад во времени). Это, в свою очередь, помогло им лучше понять его истинный возраст и сделать более точные вычисления его плотности материи-энергии.

Внедрение космических телескопов, таких как Cosmic Background Explorer (COBE), Космический телескоп Хаббла, Микроволновый зонд анизотропии Wilkinson (WMAP) и обсерватория Planck, также имело неизмеримое значение. Это не только позволило глубже взглянуть на космос, но и позволило астрономам проверить теоретические модели на основе наблюдений.

Например, в июне 2016 года НАСА объявило о результатах, которые указывают на то, что Вселенная расширяется даже быстрее, чем считалось ранее. На основе новых данных, предоставленных космическим телескопом Хаббла (которые затем сравнивали с данными WMAP и обсерватории Планк), оказалось, что постоянная Хаббла была на 5–9% больше, чем ожидалось.

Ожидается, что телескопы следующего поколения, такие как Космический телескоп Джеймса Уэбба (JWST), и наземные телескопы, такие как Чрезвычайно Большой телескоп (ELT), позволят совершить дополнительный прорыв в нашем понимании Вселенной в ближайшие годы и десятилетия.

Без сомнения, Вселенная недоступна нашему разуму. По нашим наилучшим оценкам, он непостижимо огромен, но, насколько нам известно, он вполне может простираться до бесконечности. Более того, его возраст практически невозможно представить строго по-человечески.В конце концов, наше понимание этого есть не что иное, как результат тысяч лет постоянного и прогрессивного изучения.

И, несмотря на это, мы только начали раскрывать грандиозную загадку того, что это Вселенная. Возможно, когда-нибудь мы сможем увидеть его край (если он есть) и сможем решить самые фундаментальные вопросы о том, как все вещи во Вселенной взаимодействуют. До этого времени все, что мы можем делать, — это измерять то, чего мы не знаем, тем, что мы делаем, и продолжать исследовать!

Чтобы ускорить ваш путь, вот список тем, которые, как мы надеемся, вам понравятся, и которые ответят на ваши вопросы.Удачи вам в исследованиях!

Дополнительная литература:

Источники:

Как это:

Нравится Загрузка …

Есть ли что-нибудь за пределами Вселенной?

Пол М. Саттер — астрофизик в SUNY Стоуни Брук и Институт Флэтайрон, ведущий Спросите космонавта и Космическое радио и автор в космосе .

Это один из самых неотразимых вопросов, который вы могли бы задать, тот, который человечество задает практически с незапамятных времен: что находится за известными пределами? Что находится за краем наших карт? Окончательная версия этого вопроса: что находится за пределами вселенной ? Ответ… ну, это сложно.

Чтобы ответить на вопрос о том, что находится за пределами Вселенной, нам сначала нужно точно определить, что мы подразумеваем под «вселенной». Если вы подумаете, что это означает буквально все, что могло бы существовать во всем пространстве и времени, тогда не может быть ничего вне Вселенной.Даже если вы вообразите вселенную, имеющую некоторый конечный размер, и вы вообразите что-то за пределами этого объема, тогда все, что находится снаружи, также должно быть включено во вселенную.

Связанный: Лучшие изображения космического телескопа Хаббл всех времен!

Даже если Вселенная представляет собой бесформенную, бесформенную, безымянную пустоту абсолютно ничего, это все равно вещь и считается в списке «всего сущего» — и, следовательно, по определению является частью вселенная .

Если Вселенная бесконечна по размеру, вам не стоит беспокоиться об этой загадке. Вселенная, будучи всем, что существует, бесконечно велика и не имеет границ, поэтому не о каком внешнем мире даже говорить.

Да, конечно, у нашего наблюдаемого участка Вселенной есть внешняя сторона. Космос настолько стар, а свет распространяется так быстро. Итак, за всю историю Вселенной мы не получали свет от каждой галактики. Текущая ширина наблюдаемой Вселенной составляет около 90 миллиардов световых лет.И, предположительно, за этой границей есть еще куча других случайных звезд и галактик .

Но что дальше? Сложно сказать.

Случай кривизны

Космологи не уверены, бесконечно велика Вселенная или просто чрезвычайно велика. Чтобы измерить Вселенную, астрономы вместо этого смотрят на ее кривизну. Геометрическая кривая Вселенной в больших масштабах говорит нам о ее общей форме. Если Вселенная идеально геометрически плоская, она может быть бесконечной.Если она изогнута, как поверхность Земли , то она имеет конечный объем.

Текущие наблюдения и измерения кривизны Вселенной показывают, что она почти идеально плоская. Вы можете подумать, что это означает, что Вселенная бесконечна. Но не все так просто. Даже в случае плоской Вселенной космос не обязательно должен быть бесконечно большим. Возьмем, к примеру, поверхность цилиндра. Он геометрически плоский, потому что параллельные линии, проведенные на поверхности, остаются параллельными (это одно из определений «плоскостности»), но при этом имеет конечный размер.То же самое можно сказать и о Вселенной: она может быть совершенно плоской, но замкнутой сама по себе.

Но даже если Вселенная конечна, это не обязательно означает, что есть край или внешность. Возможно, наша трехмерная вселенная встроена в какую-то более крупную многомерную конструкцию. Это прекрасно и действительно является частью некоторых экзотических моделей физики. Но в настоящее время у нас нет возможности проверить это, и это на самом деле не влияет на повседневные операции в космосе.

И я знаю, что это вызывает огромную головную боль, но даже если Вселенная имеет конечный объем, не имеет для встраивания

Вопрос перспективы

Когда вы представляете вселенную, вы можете представить себе гигантский шар, заполненный звездами, галактиками и всевозможными интересными астрофизическими объектами.Вы можете представить, как это выглядит снаружи, как будто космонавт смотрит на земной шар с безмятежной орбиты сверху.

Но вселенной не нужна эта внешняя перспектива, чтобы существовать. Вселенная просто есть. Определение трехмерной вселенной без необходимости внешнего по отношению к этой вселенной является полностью математически самосогласованным. Когда вы представляете вселенную как шар, плавающий посреди ничего, вы играете с собой ментальную шутку, которой не требует математика.

Конечно, это кажется невозможным для конечной вселенной, у которой нет ничего вне ее. И даже не «ничего» в смысле пустой пустоты — полностью и полностью математически неопределенной. Фактически, спрашивая: «Что находится за пределами Вселенной?» это все равно что спросить: «Какой звук издает фиолетовый цвет?» Это бессмысленный вопрос, потому что вы пытаетесь объединить два не связанных между собой понятия.

Вполне может быть, что у нашей Вселенной действительно есть «внешнее». Но опять же, это не должно быть так.В математике нет ничего, что описывает Вселенную, требующую внешнего.

Если все это звучит сложно и запутанно, не волнуйтесь. Весь смысл развития сложной математики состоит в том, чтобы иметь инструменты, которые дают нам возможность разбираться с понятиями, выходящими за рамки того, что мы можем вообразить. И это одна из возможностей современной космологии : она позволяет нам изучать невообразимое.

Узнайте больше, послушав серию «Что за пределами вселенной?» в подкасте «Спроси космонавта», доступном в iTunes и на askaspaceman.com. Спасибо Mitchell L. за вопросы, которые привели к этой статье! Задайте свой вопрос в Twitter, используя #AskASpaceman, или подписавшись на Paul @PaulMattSutter и facebook.com/PaulMattSutter. Следуйте за нами в Twitter @Spacedotcom и на Facebook.

Что означает, когда говорят, что Вселенная расширяется?

Ответ

Когда ученые говорят о расширяющейся Вселенной, они имеют в виду, что она росла с тех пор, как возникла в результате Большого взрыва.

Галактики за пределами нашей галактики удаляются от нас, а самые дальние из них движутся быстрее всех. Это означает, что независимо от того, в какой галактике вы оказались, все остальные галактики удаляются от вас.

Однако галактики не движутся в космосе, они движутся в космосе, потому что космос тоже движется.Другими словами, у вселенной нет центра; все уходит от всего остального. Если вы вообразите сетку пространства с галактикой каждые миллион световых лет или около того, по прошествии достаточного количества времени эта сетка расширится так, что галактики распространятся на каждые два миллиона световых лет и так далее, возможно, до бесконечности.

Вселенная охватывает все сущее, от мельчайшего атома до самой большой галактики; с момента формирования 13.7 миллиардов лет назад во время Большого взрыва он расширялся и может быть бесконечным по своему размаху. Часть Вселенной, о которой мы знаем, называется наблюдаемой Вселенной, областью вокруг Земли, из которой свет успел достичь нас.

Одна известная аналогия для объяснения расширяющейся Вселенной — это представление Вселенной как буханку теста для хлеба с изюмом. По мере того, как хлеб поднимается и расширяется, изюм отдаляется друг от друга, но все еще остается в тесте. Что касается Вселенной, там могут быть изюмы, которые мы больше не можем видеть, потому что они удалились так быстро, что их свет никогда не достиг Земли.К счастью, сила тяжести контролирует ситуацию на местном уровне и удерживает наш изюм вместе.

Кто это понял?

Американский астроном Эдвин Хаббл провел наблюдения в 1925 году, доказав, что существует прямая зависимость между скоростью далеких галактик и их расстоянием от Земли. Наблюдение за тем, что галактики удаляются от Земли со скоростью, пропорциональной их расстоянию, традиционно известно как закон Хаббла, хотя следует отметить, что в 2018 году Международный астрономический союз (МАС) проголосовал за рекомендацию изменить название Хаббла. –Закон Лемэтра в знак признания вклада Хаббла и бельгийского астронома Жоржа Лемэтра в развитие современной космологии.

Космический телескоп Хаббла был назван в честь Эдвина Хаббла, и единственное число, которое описывает скорость космического расширения, связывая видимые скорости удаления внешних галактик с их расстоянием, называется постоянной Хаббла.

Итак, Вселенная бесконечна?

Может быть легче объяснить о начале Вселенной и теории Большого взрыва, чем говорить о том, чем это закончится.Возможно, что Вселенная будет длиться вечно, или она может быть уничтожена в обратном порядке по сценарию Большого взрыва, но это будет настолько далеко в будущем, что оно может быть бесконечным. До недавнего времени космологи (ученые, изучающие Вселенную) предполагали, что скорость расширения Вселенной замедляется из-за воздействия гравитации. Однако текущие исследования показывают, что Вселенная может расширяться до вечности. Но исследования продолжаются, и новые исследования сверхновых в удаленных галактиках и силы, называемой темной энергией, могут изменить возможные судьбы Вселенной.

Опубликовано: 19.11.2019. Автор: Справочная секция по науке, Библиотека Конгресса

Эволюция Вселенной

Примечание редактора (8.10.19): космолог Джеймс Пиблз получил Нобелевскую премию по физике 2019 года за свой вклад в теории о том, как возникла и развивалась наша Вселенная. Он описывает эти идеи в этой статье, которую он написал для Scientific American в 1994 году.

В определенный момент примерно 15 миллиардов лет назад вся материя и энергия, которые мы можем наблюдать, сконцентрированные в области размером меньше десяти центов, начали расширяться и остывать с невероятно быстрой скоростью. К тому времени, когда температура упала в 100 миллионов раз по сравнению с температурой ядра Солнца, силы природы приобрели свои нынешние свойства, и элементарные частицы, известные как кварки, свободно блуждали в море энергии. Когда Вселенная расширилась еще в 1000 раз, вся материя, которую мы можем измерить, заполнила область размером с Солнечную систему.

В то время свободные кварки были заключены в нейтроны и протоны. После того, как Вселенная выросла еще в 1000 раз, протоны и нейтроны объединились, чтобы сформировать атомные ядра, включая большую часть гелия и дейтерия, присутствующих сегодня. Все это произошло в течение первой минуты расширения. Однако условия для захвата электронов атомными ядрами были еще слишком жаркими. Нейтральные атомы в изобилии появились только после того, как расширение продолжалось в течение 300 000 лет, и Вселенная стала в 1000 раз меньше, чем сейчас.Затем нейтральные атомы начали объединяться в газовые облака, которые позже превратились в звезды. К тому времени, когда Вселенная расширилась до одной пятой от нынешнего размера, звезды сформировали группы, которые можно было узнать как молодые галактики.

Когда Вселенная уменьшилась вдвое, в результате ядерных реакций в звездах образовалось большинство тяжелых элементов, из которых были сделаны планеты земной группы. Наша солнечная система относительно молода: она сформировалась пять миллиардов лет назад, когда Вселенная была на две трети своего нынешнего размера.Со временем образование звезд истощило запасы газа в галактиках, и, следовательно, популяция звезд уменьшается. Через пятнадцать миллиардов лет такие звезды, как наше Солнце, будут относительно редкими, что сделает Вселенную гораздо менее гостеприимным местом для таких наблюдателей, как мы.

Наше понимание происхождения и эволюции Вселенной — одно из величайших достижений науки 20-го века. Эти знания получены в результате десятилетий инновационных экспериментов и теорий. Современные телескопы на земле и в космосе обнаруживают свет галактик на расстоянии миллиардов световых лет, показывая нам, как выглядела Вселенная в молодости.Ускорители элементарных частиц исследуют основы физики высокоэнергетической среды ранней Вселенной. Спутники обнаруживают космическое фоновое излучение, оставшееся с ранних стадий расширения, обеспечивая изображение Вселенной в самых больших масштабах, которые мы можем наблюдать.

Все наши усилия по объяснению этого обилия данных воплощены в теории, известной как стандартная космологическая модель или космология большого взрыва. Основное утверждение теории состоит в том, что в крупномасштабном среднем Вселенная расширяется почти однородным образом из плотного раннего состояния.В настоящее время у теории большого взрыва нет фундаментальных проблем, хотя, безусловно, есть нерешенные вопросы внутри самой теории. Например, астрономы не уверены, как образовались галактики, но нет оснований полагать, что этот процесс не происходил в рамках Большого взрыва. Действительно, на сегодняшний день предсказания теории выдержали все испытания.

Тем не менее, модель большого взрыва зашла так далеко, и многие фундаментальные загадки остаются. Какой была Вселенная до того, как она расширялась? (Ни одно из сделанных нами наблюдений не позволяет нам оглянуться назад за тот момент, когда началось расширение.) Что будет в далеком будущем, когда последняя из звезд исчерпает запас ядерного топлива? Пока никто не знает ответов.

Наша вселенная может рассматриваться во многих отношениях мистиками, теологами, философами или учеными. В науке мы идем медленным путем: мы принимаем только то, что проверено экспериментом или наблюдением. Альберт Эйнштейн дал нам хорошо проверенную и принятую теорию относительности, которая устанавливает отношения между массой, энергией, пространством и временем.Эйнштейн показал, что однородное распределение материи в пространстве хорошо согласуется с его теорией. Он предположил без обсуждения, что Вселенная статична, неизменна в среднем крупномасштабном [см. «Как космология стала наукой», Стивен Дж. Браш; НАУЧНЫЙ АМЕРИКАН, август 1992 г.].

В 1922 году русский теоретик Александр А. Фридман понял, что вселенная Эйнштейна нестабильна; малейшее возмущение заставит его расшириться или сузиться. В то время Весто М. Слайфер из обсерватории Лоуэлла собирал первые доказательства того, что галактики действительно расходятся.Затем, в 1929 году, выдающийся астроном Эдвин П. Хаббл показал, что скорость, с которой галактика удаляется от нас, примерно пропорциональна ее расстоянию от нас.

Существование расширяющейся Вселенной подразумевает, что космос эволюционировал из плотной концентрации материи в настоящее широко распространенное распределение галактик. Фред Хойл, английский космолог, первым назвал этот процесс Большим взрывом. Хойл намеревался опровергнуть эту теорию, но имя было настолько запоминающимся, что приобрело популярность. Однако в некоторой степени ошибочно описывать расширение как некий тип взрыва материи вдали от какой-то конкретной точки пространства.

Это совсем не картина: во Вселенной Эйнштейна понятия пространства и распределения материи тесно связаны; наблюдаемое расширение системы галактик показывает развертывание самого пространства.Существенная особенность теории состоит в том, что средняя плотность в космосе уменьшается по мере расширения Вселенной; распределение материи не образует видимого края. При взрыве самые быстрые частицы движутся в пустое пространство, но в космологии большого взрыва частицы равномерно заполняют все пространство. Расширение Вселенной мало повлияло на размер галактик или даже скоплений галактик, которые связаны гравитацией; между ними просто открывается пространство. В этом смысле расширение похоже на поднимающуюся буханку хлеба с изюмом.Тесто аналогично космосу, а изюм — скоплениям галактик. По мере расширения теста изюм раздвигается. Более того, скорость, с которой разделяются любые два изюма, прямо и положительно зависит от количества разделяющего их теста.

Доказательства расширения Вселенной накапливались около 60 лет. Первая важная подсказка — это красное смещение. Галактика излучает или поглощает световые волны одних длин сильнее, чем другие. Если галактика удаляется от нас, эти особенности излучения и поглощения смещаются в сторону более длинных волн, то есть они становятся краснее по мере увеличения скорости удаления.Это явление известно как красное смещение.

Измерения Хаббла показали, что красное смещение далекой галактики больше, чем у более близкой к Земле. Это соотношение, известное теперь как закон Хаббла, — именно то, что можно было бы ожидать от равномерно расширяющейся Вселенной. Закон Хаббла гласит, что скорость удаления галактики равна ее расстоянию, умноженному на величину, называемую постоянной Хаббла. Эффект красного смещения в близлежащих галактиках относительно невелик, и для его обнаружения требуется хорошая аппаратура.Напротив, красное смещение очень далеких объектов — радиогалактик и квазаров — представляет собой потрясающее явление; некоторые, кажется, удаляются со скоростью более 90 процентов от скорости света.

Хаббл внес свой вклад в еще одну важную часть картины. Он подсчитал количество видимых галактик в разных направлениях на небе и обнаружил, что они кажутся довольно равномерно распределенными. Значение постоянной Хаббла казалось одинаковым во всех направлениях, что является необходимым следствием равномерного расширения.Современные исследования подтверждают фундаментальный постулат о том, что Вселенная однородна в больших масштабах. Хотя карты распределения ближайших галактик демонстрируют комковатость, более глубокие обзоры обнаруживают значительную однородность.

Млечный Путь, например, находится в узле из двух дюжин галактик; они, в свою очередь, являются частью комплекса галактик, который выступает из так называемого местного сверхскопления. Иерархия кластеризации прослеживается до размеров около 500 миллионов световых лет.Флуктуации средней плотности вещества уменьшаются по мере увеличения масштаба исследуемой структуры. На картах, покрывающих расстояния, близкие к наблюдаемому пределу, средняя плотность вещества изменяется менее чем на одну десятую процента.

Чтобы проверить закон Хаббла, астрономам нужно измерить расстояния до галактик. Один из методов измерения расстояния — это наблюдение за видимой яркостью галактики. Если одна галактика в ночном небе в четыре раза слабее, чем другая сопоставимая галактика, то ее можно оценить как вдвое дальше.Это ожидание теперь проверено во всем видимом диапазоне расстояний.

Некоторые критики теории указывали, что галактика, которая кажется меньше и слабее, на самом деле не может быть более далекой.К счастью, есть прямое указание на то, что объекты с большим красным смещением действительно находятся дальше. Доказательства получены из наблюдений за эффектом, известным как гравитационное линзирование. Такой массивный и компактный объект, как галактика, может действовать как грубая линза, создавая искаженное, увеличенное изображение (или даже множество изображений) любого источника фонового излучения, который находится за ним. Такой объект делает это, искривляя пути световых лучей и другого электромагнитного излучения. Таким образом, если галактика находится на линии прямой видимости между Землей и каким-либо удаленным объектом, она будет отклонять световые лучи от объекта так, чтобы их можно было наблюдать [см. «Гравитационные линзы» Эдвина Л.Тернер; НАУЧНО-АМЕРИКАНСКИЙ, июль 1988 г.]. За последнее десятилетие астрономы открыли более десятка гравитационных линз. Всегда обнаруживается, что объект за линзой имеет большее красное смещение, чем сама линза, что подтверждает качественное предсказание закона Хаббла.

Закон Хаббла имеет большое значение не только потому, что он описывает расширение Вселенной, но и потому, что его можно использовать для вычисления возраста космоса. Если быть точным, время, прошедшее с момента большого взрыва, является функцией текущего значения постоянной Хаббла и скорости ее изменения.Астрономы определили приблизительную скорость расширения, но никто еще не смог точно измерить второе значение.

Тем не менее, это количество можно оценить, зная среднюю плотность Вселенной. Можно ожидать, что из-за того, что гравитация оказывает силу, препятствующую расширению, галактики теперь будут стремиться расходиться медленнее, чем в прошлом. Таким образом, скорость изменения расширения связана с гравитационным притяжением Вселенной, установленным ее средней плотностью.Если это плотность видимого вещества внутри галактик и вокруг них, возраст Вселенной, вероятно, составляет от 12 до 20 миллиардов лет. (Диапазон учитывает неопределенность в скорости расширения.)

Тем не менее, многие исследователи считают, что плотность выше этого минимального значения. Так называемая темная материя будет иметь значение. Сильно защищенный аргумент гласит, что Вселенная достаточно плотна, чтобы в отдаленном будущем расширение замедлилось почти до нуля. При таком предположении возраст Вселенной уменьшается до диапазона от семи до 13 миллиардов лет.

Чтобы улучшить эти оценки, многие астрономы проводят интенсивные исследования по измерению расстояний до галактик и плотности Вселенной.Оценки времени расширения служат важным тестом для модели большого взрыва Вселенной. Если теория верна, все в видимой Вселенной должно быть моложе времени расширения, рассчитанного по закону Хаббла.

Эти две временные шкалы, по крайней мере, примерно совпадают. Например, возраст самых старых звезд в диске галактики Млечный Путь составляет около девяти миллиардов лет — оценка, полученная на основе скорости охлаждения белых карликов. Звезды в ореоле Млечного Пути несколько старше, примерно на 15 миллиардов лет — значение, полученное на основе скорости потребления ядерного топлива в ядрах этих звезд.Возраст самых старых известных химических элементов также составляет приблизительно 15 миллиардов лет — число, полученное с помощью методов радиоактивного датирования. Работники лабораторий получили эти оценки возраста на основе атомной и ядерной физики. Примечательно, что их результаты согласуются, по крайней мере приблизительно, с возрастом, который астрономы определили, измерив космическое расширение.

Другая теория, теория устойчивого состояния, также успешно объясняет расширение и однородность Вселенной.В 1946 году три физика в Англии — Хойл, Герман Бонди и Томас Голд — предложили такую ​​космологию. Согласно их теории, Вселенная постоянно расширяется, а материя создается спонтанно, чтобы заполнить пустоты. Они предположили, что по мере того, как этот материал накапливается, он образует новые звезды, чтобы заменить старые. Эта гипотеза устойчивого состояния предсказывает, что ансамбли близких к нам галактик должны статистически выглядеть так же, как и далекие. Космология большого взрыва делает другое предсказание: если все галактики образовались давным-давно, далекие галактики должны выглядеть моложе ближайших, потому что свету от них требуется больше времени, чтобы добраться до нас.Такие галактики должны содержать больше недолговечных звезд и больше газа, из которого будут формироваться будущие поколения звезд.

Тест концептуально прост, но астрономам потребовались десятилетия, чтобы разработать детекторы, достаточно чувствительные для детального изучения далеких галактик. Когда астрономы исследуют близлежащие галактики, которые являются мощными излучателями радиоволн, они видят в оптическом диапазоне относительно круглые системы звезд. С другой стороны, далекие радиогалактики имеют удлиненную, а иногда и неправильную структуру.Более того, в большинстве далеких радиогалактик, в отличие от ближайших, распределение света имеет тенденцию совпадать с картиной радиоизлучения.

Точно так же, когда астрономы изучают население массивных плотных скоплений галактик, они находят различия между близкими и далекими. Далекие скопления содержат голубоватые галактики, свидетельствующие о продолжающемся звездообразовании. Рядом похожие скопления содержат красноватые галактики, в которых активное звездообразование давно прекратилось.Наблюдения, сделанные с помощью космического телескопа Хаббла, подтверждают, что по крайней мере часть усиленного звездообразования в этих более молодых скоплениях может быть результатом столкновений между их галактиками-членами, процесс, который гораздо реже в нынешнюю эпоху.

Итак, если все галактики удаляются друг от друга и развиваются из более ранних форм, кажется логичным, что когда-то они были слиты в каком-то плотном море вещества и энергии.В самом деле, в 1927 году, еще до того, как о далеких галактиках стало известно много, бельгийский космолог и священник Жорж Лемэтр предположил, что расширение Вселенной может быть связано с чрезвычайно плотным состоянием, которое он назвал первобытным «суператомом». Он подумал, что, возможно, даже удастся обнаружить остаточное излучение первобытного атома. Но как бы выглядела эта радиационная подпись?

Когда Вселенная была очень молодой и горячей, излучение не могло распространяться очень далеко, не будучи поглощенным и испускаемым какой-либо частицей.Этот непрерывный обмен энергией поддерживал состояние теплового равновесия; в любом конкретном регионе вряд ли будет намного жарче или прохладнее, чем в среднем. Когда материя и энергия достигают такого состояния, результатом является так называемый тепловой спектр, где интенсивность излучения на каждой длине волны является определенной функцией температуры. Следовательно, излучение, возникающее в результате горячего Большого взрыва, можно распознать по его спектру.

Фактически, это тепловое космическое фоновое излучение было обнаружено.Работая над разработкой радара в 1940-х годах, Роберт Х. Дике, работавший тогда в Массачусетском технологическом институте, изобрел микроволновый радиометр — устройство, способное обнаруживать низкие уровни излучения. В 1960-х годах Bell Laboratories использовала радиометр в телескопе, который отслеживал первые спутники связи Echo-1 и Telstar. Инженер, создавший этот прибор, обнаружил, что он обнаруживает неожиданное излучение. Арно А. Пензиас и Роберт В. Уилсон идентифицировали этот сигнал как космическое фоновое излучение.Интересно, что Пензиас и Вильсон пришли к этой идее после того, как Дикке предложил использовать радиометр для поиска космического фона.

Астрономы очень подробно изучили это излучение с помощью спутника Cosmic Background Explorer (COBE) и ряда экспериментов с запуском ракет, с воздушных шаров и на земле. Космическое фоновое излучение имеет два отличительных свойства. Во-первых, он практически одинаков во всех направлениях. (Как сказал Джордж Ф.Лаборатория Смута Лоуренса Беркли и его группа обнаружили в 1992 году, что отклонение составляет всего одну часть на 100 000.) Интерпретация состоит в том, что излучение равномерно заполняет пространство, как и предсказывается в космологии большого взрыва. Во-вторых, спектр очень близок к спектру объекта, находящегося в тепловом равновесии при температуре 2,726 кельвина выше абсолютного нуля. Безусловно, космическое фоновое излучение возникло, когда Вселенная была намного горячее, чем 2,726 градуса, однако исследователи правильно предположили, что видимая температура излучения будет низкой.В 1930-х годах Ричард Толмен из Калифорнийского технологического института показал, что температура космического фона будет уменьшаться из-за расширения Вселенной.

Космическое фоновое излучение является прямым доказательством того, что Вселенная действительно расширилась из плотного горячего состояния, поскольку это условие необходимо для образования излучения. В плотной, горячей ранней Вселенной термоядерные реакции производили элементы тяжелее водорода, включая дейтерий, гелий и литий.Поразительно, что рассчитанная смесь легких элементов согласуется с наблюдаемыми содержаниями. То есть все свидетельства указывают на то, что легкие элементы образовались в горячей молодой Вселенной, тогда как более тяжелые элементы появились позже, как продукты термоядерных реакций, которые приводят в действие звезды.

Теория происхождения легких элементов возникла в результате всплеска исследований, последовавших за окончанием Второй мировой войны. Джордж Гамов и аспирант Ральф А. Альфер из Университета Джорджа Вашингтона и Роберт Херман из Лаборатории прикладной физики Университета Джона Хопкинса и другие использовали данные ядерной физики, полученные во время войны, чтобы предсказать, какие ядерные процессы могли происходить в ранней Вселенной. и какие элементы могли быть произведены.Альфер и Герман также поняли, что остатки первоначального расширения все еще можно будет обнаружить в существующей вселенной.

Несмотря на то, что важные детали этой новаторской работы были ошибочными, она установила связь между ядерной физикой и космологией. Ученые продемонстрировали, что раннюю Вселенную можно рассматривать как разновидность термоядерного реактора. В результате физики теперь точно рассчитали содержание легких элементов, образовавшихся в результате Большого взрыва, и то, как эти количества изменились из-за последующих событий в межзвездной среде и ядерных процессов в звездах.

Наше понимание условий, которые преобладали в ранней Вселенной, не дает полного понимания того, как формировались галактики. Тем не менее, у нас есть немало кусочков головоломки. Гравитация вызывает рост флуктуаций плотности в распределении материи, потому что она сильнее замедляет расширение более плотных областей, заставляя их расти еще плотнее. Этот процесс наблюдается при росте ближайших скоплений галактик, и сами галактики, вероятно, были собраны таким же процессом в меньшем масштабе.

Росту структуры в ранней Вселенной препятствовало радиационное давление, но это изменилось, когда Вселенная расширилась примерно до 0,1 процента от своего нынешнего размера. В этот момент температура составляла около 3000 кельвинов, достаточно прохладно, чтобы позволить ионам и электронам объединиться с образованием нейтрального водорода и гелия. Нейтральное вещество могло проскальзывать сквозь излучение и образовывать газовые облака, которые могли коллапсировать в звездные скопления. Наблюдения показывают, что к тому времени, когда Вселенная достигла одной пятой своего нынешнего размера, материя собралась в газовые облака, достаточно большие, чтобы их можно было назвать молодыми галактиками.

Актуальная задача сейчас состоит в том, чтобы согласовать очевидную однородность ранней Вселенной с неровным распределением галактик в нынешней Вселенной. Астрономы знают, что плотность ранней Вселенной не сильно менялась, потому что они наблюдают лишь незначительные отклонения в космическом фоновом излучении. До сих пор было легко разработать теории, согласующиеся с доступными измерениями, но в настоящее время ведутся более важные испытания. В частности, разные теории образования галактик предсказывают совершенно разные флуктуации космического фонового излучения на угловых масштабах менее одного градуса.Измерения таких крошечных флуктуаций еще не проводились, но они могут быть выполнены в ходе проводимых сейчас экспериментов. Будет интересно узнать, выдержит ли какая-либо из рассматриваемых в настоящее время теорий образования галактик эти испытания.

Современная Вселенная предоставила широкие возможности для развития жизни в том виде, в каком мы ее знаем — в той части Вселенной, которую мы можем наблюдать, существует около 100 миллиардов миллиардов звезд, похожих на Солнце. Космология большого взрыва, однако, подразумевает, что жизнь возможна только в течение ограниченного периода времени: Вселенная была слишком горячей в далеком прошлом, а ее ресурсы на будущее ограничены.Большинство галактик по-прежнему рождают новые звезды, но многие другие уже исчерпали запасы газа. Через тридцать миллиардов лет галактики станут намного темнее и заполнены мертвыми или умирающими звездами, поэтому будет гораздо меньше планет, способных поддерживать жизнь в том виде, в котором она существует сейчас.

Вселенная может расширяться бесконечно, и в этом случае все галактики и звезды в конечном итоге станут темными и холодными. Альтернативой этому сильному ознобу является большой хруст. Если масса Вселенной достаточно велика, гравитация в конечном итоге обратит расширение вспять, и вся материя и энергия воссоединятся.В течение следующего десятилетия, по мере того, как исследователи совершенствуют методы измерения массы Вселенной, мы можем узнать, идет ли нынешнее расширение к большому похолоданию или к большому сжатию.

В ближайшем будущем мы ожидаем, что новые эксперименты позволят лучше понять Большой взрыв. По мере того, как мы улучшаем измерения скорости расширения и возраста звезд, мы сможем подтвердить, что звезды действительно моложе расширяющейся Вселенной. Недавно построенные или строящиеся более крупные телескопы могут позволить нам увидеть, как масса Вселенной влияет на кривизну пространства-времени, что, в свою очередь, влияет на наши наблюдения далеких галактик.

Мы также продолжим изучать вопросы, которые космология большого взрыва не решает. Мы не знаем, почему произошел Большой взрыв или что могло существовать раньше. Мы не знаем, есть ли у нашей Вселенной братьев и сестер — другие расширяющиеся области, удаленные от того, что мы можем наблюдать. Мы не понимаем, почему фундаментальные константы природы имеют такие значения. Достижения в физике элементарных частиц подсказывают несколько интересных способов ответа на эти вопросы; задача состоит в том, чтобы найти экспериментальную проверку идей.

Продолжая дискуссии по таким вопросам космологии, следует помнить, что все физические теории являются приближениями к реальности, которые могут потерпеть неудачу, если зайти слишком далеко. Физическая наука продвигается вперед за счет включения более ранних теорий, экспериментально подтвержденных, в более широкие и всеобъемлющие рамки. Теория большого взрыва подтверждается множеством доказательств: она объясняет космическое фоновое излучение, изобилие легких элементов и расширение Хаббла.