Автор работы: Пользователь скрыл имя, 01 Ноября 2012 в 16:25, реферат
В эпиграфе к этой статье известный английский исследователь Мартин Рис говорит об астрономии, но то же самое и даже с большим основанием можно сказать и об одном из ее бурно развивающихся разделов - космологии. Среди других астрономических наук космология стоит особняком. Исторически она одна из древнейших наук (наук, а не профессий!) - достаточно вспомнить «Теогонию» Гесиода (VIII-VII века до н. э.). Вместе с тем современное научное обоснование космология получила только в начале ХХ века - с появлением общей теории относительности (ОТО).
В. ЛУКАШ, доктор физико-математических наук, Е. МИХЕЕВА кандидат физико-математических наук (Астрокосмический центр Физического института им. П. Н. Лебедева РАН)
Прогресс астрономии не является результатом кабинетных теоретиков, даже если и помогают суперкомпьютеры; он зависит главным образом от наблюдений и высокоточного оборудования, являющегося последним достижением техники. М. Рис (Наша космическая обитель. - М.-Ижевск: Ин-т компьютерных исслед., 2002. - (Пер. с англ.))
В эпиграфе к этой статье известный английский исследователь Мартин Рис говорит об астрономии, но то же самое и даже с большим основанием можно сказать и об одном из ее бурно развивающихся разделов - космологии. Среди других астрономических наук космология стоит особняком. Исторически она одна из древнейших наук (наук, а не профессий!) - достаточно вспомнить «Теогонию» Гесиода (VIII-VII века до н. э.). Вместе с тем современное научное обоснование космология получила только в начале ХХ века - с появлением общей теории относительности (ОТО).
Космология изучает Вселенную в целом и относится к группе естественных наук. Поэтому ее теоретические основы должны иметь экспериментальное подтверждение. Коль скоро в основе космологии лежит ОТО, все эксперименты по ее проверке вносят свою лепту и в обоснование космологии. Однако, имея своей основой ОТО, космология к ней не сводится и, таким образом, имеет собственную наблюдательную базу.
Вплоть до начала 90-х годов ХХ века наблюдательная база космологии развивалась в традиционных для всей астрономии рамках. Вводились в строй все более крупные телескопы, расширялся волновой диапазон наблюдений. Предметом исследования долгое время оставались только галактики и связанные с ними явления - например, квазары. Выявление статистических свойств пространственного распределения галактик (меры того, насколько однородно или не- однородно они распределены во Вселенной и какие иерархические структуры образуют) служило единственным источником наблюдательной информации о параметрах модели Вселенной. Наблюдения галактик похожи на поиски монеток под фонарем, причем поиск ведет человек близорукий. Вблизи фонаря он легко найдет все монеты - в реалиях России 2006 года это и пятирублевики и копейки (галактики большой и малой светимости). Однако по мере того, как расстояние от источника света увеличивается, задача усложняется: хорошо видны только большие монеты (яркие галактики), и если необходимо собрать всю рассыпанную мелочь (галактики малой светимости), придется наклоняться к земле и методично обшаривать большую площадь.
Качественно новая эра
в развитии космологии началась в 1992
году с открытием космологической
анизотропии реликтового
Как и всякая наука, космология не стоит на месте - она развивается. То, что десять лет назад было предметом ожесточенных споров и дискуссий, сегодня либо стало твердо установленным фактом, либо отброшено как ошибочная гипотеза. К числу таких фактов относится в первую очередь то, что полная плотность Вселенной p с высокой точностью равна критическому значению pкр : где Н - постоянная Хаббла (~70 км.с-1.Мпк -1), G - гравитационная постоянная. В традиционных единицах измерения pкр 10-26 кг.см-3, а в часто используемых энергетических - pкр ~ (10-3 эВ)4.
Классическая космология в том виде, в каком она существовала во времена Эйнштейна и Фридмана, допускала любые значения плотности Вселенной - как больше, так и меньше критического значения, и в этом отношении оно ничем не выделено. Конечно, критическим это значение плотности названо не случайно, а потому, что только при этом значении равняются нулю пространственная кривизна Вселенной и параметр &象0 оказывается независимым от времени.
То, что полная плотность всех форм материи близка именно к критическому значению, не стало неожиданностью. Именно эту величину плотности Вселенной большинство теоретиков рассматривало как наиболее вероятную еще с начала 1980-х годов, когда была предложена ныне общепринятая концепция космологической инфляции - модели очень быстрого расширения Вселенной на ранней стадии ее эволюции (см. «Наука и жизнь» №№ 11, 12, 1996 г.). Более того, успех инфляционной парадигмы оказался настолько велик, что, если бы в эксперименте было обнаружено статистически значимое отличие плотности Вселенной от критического значения, это стало бы, без сомнения, ошеломляющей и самой важной космологической проблемой. С инфляцией в экономике сталкивались все, и мало кто может сказать, что это положительное явление. С космологической инфляцией все обстоит наоборот - она успешно решила почти все проблемы классической космологии и существенно понизила актуальность двух-трех оставшихся.
Полная плотность Вселенной, близость которой к единице стала одним из триумфов инфляции, определяется несколькими компонентами различной физической природы - барионами, из которых состоит обычное вещество (соответствующее &象б &�� pб/pкр &�� 0,04), так называемым темным веществом, проявляющим себя опосредованно - через гравитационное взаимодействие с барионами (&象тв &�� pтв/pкр &�� 0,26). И - обескураживающий результат! - основной вклад в плотность Вселенной вносит так называемая космологическая постоянная (в литературе закрепилось и другое название - лямбда-член, ?-член), плотность которой &象л &�� pл/pкр &�� 0,7, так что &象б + &象тв + &象л = &象0 = 1. По своим свойствам она близка или даже тождественна постоянной Л, введенной Эйнштейном в левую часть известного уравнения ОТО, связывающего геометрию Вселенной с заполняющим мир веществом. Космологическая постоянная по определению не зависит от координат и времени и обычно трактуется как энергия физического вакуума. То, что обычное вещество не оказывает практически никакого влияния на динамику расширения Вселенной, давно и твердо установленный факт. Еще в середине 1970-х годов исследование процессов нуклеосинтеза в расширяющейся Вселенной - главным образом, процессов образования ядер дейтерия, лития, изотопов гелия с атомным весом 3 и 4 - показало, что количество образующихся ядер зависит от полного числа барионов. Многолетние исследования первичного химического состава Вселенной (в первую очередь это анализ количества дейтерия как наиболее чувствительного элемента) указывают на небольшое значение &象б. Но и задолго до того, как барионы во Вселенной были «пересчитаны», выяснилось, что гравитирующей материи в несколько раз больше, чем светящейся, а точное их соотношение зависит от типа объекта исследования (галактики, их группы, скопления и т. д.). Например, анализ кривых вращения спиральных галактик показал, что их вид поддается объяснению в рамках общепринятой теории гравитации только в том случае, если предположить наличие в галактике двух гравитирующих подсистем - дисковой (наблюдаемой в виде звезд и излучающего газа) и гораздо более объемной сферической. Причем масса, заключенная в сферической компоненте, больше массы дисковой от двух до десяти раз.
Более того, многократно предпринимавшиеся исследования динамики спирального узора галактик неизменно приводили к выводу, что этот узор стабилен именно из-за наличия вокруг галактики сферически распределенной массы - гало. К аналогичному выводу о существова нии сферических гало различного масштаба приходят и при анализе излучения и динамики более массивных объектов - групп и скоплений галактик. При этом помимо исследования кривых вращения галактик и температуры газа в группах скоплений используются методы, основанные на эффекте гравитационного линзирования света удаленных галактик скопления ми ближнего фона (см. «Наука и жизнь» № 2, 1994 г.). Окончательную точку в решении этой проблемы поставили недавние исследования анизотропии реликтового излучения, которые определили космологическую плотность темной материи с высокой точностью.
Таким образом, существование темной материи, взаимодействующей с барионами только гравитационно, твердо установленный научный факт. Однако вопрос ее физической природы до сих пор остается открытым. Нельзя сказать, что космологи испытывают дефицит в претендентах на роль частицы темной материи: теоретики, работающие в физике высоких энергий и элементарных частиц, пекут их как пирожки, но экспериментально ни один сорт таких частиц до сих пор не был зарегистрирован. Если ситуация с частицей скрытой материи принципиально ясна - рано или поздно она будет обнаружена, а с учетом того, сколько сил и средств вкладывается в погоню за результатом, долгожданное открытие может произойти уже в самом ближайшем будущем, то с космологической постоянной все обстоит гораздо сложнее. Прежде всего, неясно, почему Wл, функция, сильно зависящая от времени, равна 0,7 именно в современную эпоху. (Космологическая постоянная начинает динамически проявляться при красном смещении z ~ 0,5, и со временем ее влияние только возрастает. Напомним, что первые галактики появляются при z ~ 10, а такая важная эпоха, как рекомбинации водорода, относится к z ~ 1100).
Вторая проблема - это сама физическая природа космологической постоянной: эквивалент на ли она той, которую ввел Эйнштейн, или это что-то иное. Наиболее часто обсуждаемым «иным» является так называемая квинтэссенция - некоторая среда (как правило, моделируемая скалярным полем) с уравнением состояния w (&豭 = wp, где &豭 - плотность энергии квинтэссенции, p - ее давление). Отметим, что у космологической постоянной w = -1, то есть это предельный случай квинтэссенции. (Заметим, что при w &�� -1 &貁 и р зависят от времени и пространственной координаты). В настоящее время наблюдательные данные не позволяют сделать однозначный выбор между космологической постоянной и квинтэссенцией: -1,2 < w < -0,8 (уровень достоверности 95%). Однако имеющаяся тенденция к сокращению доверительного интервала позволяет предположить, что мы живем в мире, где таинственная космологическая постоянная тождественна введенной Эйнштейном (из абсолютно иных соображений!). Доминирование во Вселенной космологической постоянной радикальным образом отражается на ее эволюции - такая Вселенная расширяется с ускорением и имеет больший возраст (со всеми вытекающими отсюда последствиями), чем Вселенная, в которой эта постоянная равна нулю. С теоретической точки зрения наличие космологической постоянной пока не имеет серьезных или, по крайней мере, общепринятых обоснований. Скорее ее можно назвать «лишней» величиной - наши представления о Вселенной не изменились бы кардинальным образом, если бы оказалось, что на самом деле космологическая постоянная равна нулю (или так мала, что не может быть определена при существующем уровне техники). Однако космология, как и все естественные науки, строится на фундаменте наблюдательных данных, и эти данные свидетельствуют в пользу ее значительной величины.
Просуммируем основные аргументы в пользу существования космологической постоянной.
Первый - кратко называют «аргументом по Сверхновым». Вообще говоря, вместо Сверхновых можно взять любой объект, удовлетворяющий двум условиям. Во-первых, он должен быть достаточно ярким («пятирублевой монетой» в терминах введения), чтобы его можно было увидеть с большого расстояния, и, во-вторых, его светимость не должна зависеть от конкретного представителя (все монеты должны быть одинаково чистыми). Если объект является такой «стандартной свечой», не представляет труда вычислить его яркость на любом расстоянии и в рамках любой космологической модели. После этого, сопоставив теоретические расчеты с реальными наблюдениями, можно определить параметры Вселенной. Многолетние поиски такой стандартной свечи привели к тому, что в настоящее время в этом качестве используют Сверхновые звезды типа Iа, а анализ кривых светимости выявил значительную по величине космологическую постоянную.
Сверхновая (любого типа) не объект, а явление, в данном случае - явление взрыва звезды-прародителя. Согласно современным представлениям, этот прародитель - так называемый белый карлик с массой, превышающей пороговое значение ~1,4 (массы Солнца), до которого такая звезда еще остается устойчивой. Внешним источником падающей массы служит звезда (например, гигант, заполнивший в ходе своей эволюции полость Роша) - компаньон двойной (или кратной) звездной системы. Вплоть до критического значения массы силы гравитации, действующие в звезде, уравновешиваются давлением вырожденного электронного газа. При дальнейшем увеличении массы электронное давление оказывается недостаточным и происходит коллапс (и взрыв) звезды. Однако этот взрыв выглядит простым только в кратком изложении: до сих пор физические процессы, протекающие в такой звезде, из-за своей сложности остаются недостаточно изученными. Более того, до сих пор не существует последовательной теории взрыва белого карлика.
То, что прародители Сверхновых типа Iа принадлежат к одному классу звезд и находятся в узком диапазоне масс, само по себе не служит обоснованием того, что Сверхновые могут служить стандартными свечами. Прежде всего, то, как вспышка Сверхновой наблюдается на Земле, зависит от свойств межзвездной среды, через которую распространяется излучение. Если среда содержит много пыли, свет, исходящий от Сверхновой, испытывает значительное поглощение, что в конечном счете может внести значительную ошибку в величины и/или точность определяемых таким методом космологических параметров.