Научные представления о строении Вселенной

Размещено на http://www.allbest.ru/

Размещено на http://www.allbest.ru/

Научные представления о строении Вселенной

Облик Вселенной

Несмотря на то, что Вселенная имеет четкую выраженную структуру, да и к тому же с несколькими уровнями иерархий, понятия классической механики, такие как форма, масса, размер, не имеют смысл: Вселенная ни с чем не взаимодействует. Вместо этого ее описывают как термодинамическую систему, употребляя такие понятия как плотность, давление, температура, химический состав. Именно они и определят облик Вселенной как единого целого.

Он формируется множеством процессов, действующих на разном уровне иерархии - масштабе, и имеющие различную природу. Самый крупный из них -- это расширение Вселенной. Природа которого - гравитационное взаимодействие всех существующих объектов.

Ещё одним явлением, сравнимым по масштабу с размером Вселенной, можно назвать реликтовый фон^. Он образован фотонами, испущенными в эпоху, когда свет горячего Большого взрыва практически перестал взаимодействовать с материей, отделился от неё. Сейчас из-за расширения Вселенной из видимого диапазона большинство этих фотонов перешли в микроволновой радиодиапазон.

Гравитация также ответственна за образование сложных крупномасштабных структур: войдов, сверхскоплений, скоплений, локальных групп галактик, галактик линзовидных, неправильных, эллиптических и спиральных, галактик с активными ядрами и так далее^{[источник не указан 144 дня]}. Каждая такая структура образует поле, на котором разворачиваются различные процессы. Все вместе они определяют эволюцию отдельной галактики -- базового процесса в морфологической и химической эволюции Вселенной. Основную роль на масштабах поменьше играют звёздные скопления, звёздные системы различной кратности и, наконец, отдельные звёзды.

На схеме ниже представлен комплекс процессов, формирующих эволюцию галактики.

В центре диаграммы представлены важные этапы эволюции одной звезды, от её формирования до смерти. Их ход малозависим от того, что творится со всей галактикой в целом. Однако, общее число вновь образующихся звёзд и их параметры подвержены значительному внешнему влиянию. Процессы, масштабы которых сравнимы или больше размера галактики (на диаграмме это все остальные, не вошедшие в центральную область), меняют морфологическую структуру, темп звездообразования, а значит и скорость химической эволюции, спектр галактики и т. д.

Как можно видеть, масштабы происходящих процессов - многие миллионы лет, условия, в которых они происходят крайне редко, и то лишь частично, можно воспроизвести в лабораториях, поэтому все знания о них - многоступенчатая интерпретация астрономических наблюдений.

Наблюдения

Информация, которой обладает человечество о Вселенной, как о едином целом -- результат астрономических наблюдений. И если у большинства естественных наук разнообразие источников информации ничем не ограничено, то у астронома, в подавляющем числе случаев, он один -- электромагнитное излучение. Относительно свойств Вселенной не так много однозначно интерпретируемых фактов. Среди них:

· Самый распространенный элемент -- водород.

· Закон Хаббла с хорошей степенью линеен до z ~ 0,1.

· Реликтовый фон флуктуирует на масштабах четвёртого порядка малости.

· Температура реликтового фона зависит от z.

· Наличие L_б-леса в спектрах далеких объектов(квазаров) с z > 6.

· Наличие сильной неоднородности в распределении галактик на масштабах < 100 Мпк.

На данный момент (2011 год) основные усилия астрономов, работающих в наблюдательной космологии, прикладываются в двух областях:

· история развития Вселенной от ранних этапов и до наших дней;

· космологическая шкала расстояний и связанное с ней явление расширения Вселенной.

Шкала расстояний и космологическое красное смещение

Шкала расстояний -- это целый комплекс задач по измерению расстояний до различных объектов. Мы привыкли, что на Земле, да и в Солнечной системе, расстояние -- это параметр, который надо подставить, чтобы что-то вычислить. Но на космологических масштабах расстояние перестает быть просто параметром. Суть закона, сформулированного Эдвином Хабблом, ныне носящего его имя:

1. линии поглощения в спектрах удаленных галактик смещены в красную сторону;

2. с увеличением расстояния это смещение также увеличивается. И равно:



где л -- наблюдаемая длина волны линии, л₀ -- длина этой же волны в лаборатории, r -расстояние, c -скорость света, H₀ -- коэффициент пропорциональности, постоянный на текущую эпоху, носящий название постоянной Хаббла, z -- носит название красного смещения. Иногда можно встретить такую формулировку: скорость разбегания галактик прямо пропорциональна расстоянию. Но стоит помнить, что она корректна только пока верна формула Доплера для малых скоростей (v = cz).

У Хаббла были две ступени шкалы расстояний: фундаментальная -- метод тригонометрического параллакса, следующий из евклидовой геометрии, и метод, измерения по видимому блеску цефеид. Сегодня таких ступеней гораздо больше и протягиваются они гораздо дальше, позволяя измерять расстояния в миллиарды парсек.

Метод тригонометрических параллакса

Схема возникновения годичного параллакса

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

Годичный параллакс -- угол, под которым был бы виден средний радиус земной орбиты из центра масс звезды. Из-за движения Земли по орбите видимое положение любой звезды на небесной сфере постоянно сдвигается -- звезда описывает эллипс, большая полуось которого оказывается равной годичному параллаксу. По известному параллаксу из законов евклидовой геометрии расстояние от центра земной орбиты до звезды можно найти как

где приближённое равенство записано для малого угла (в радианах). Данная формула хорошо демонстрирует основную трудность этого метода: с увеличением расстояния значение параллакса убывает по гиперболе, и поэтому измерение расстояний до далеких звезд сопряжено со значительными техническими трудностями.

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

где м и V_r -- соответственно угловая (в секундах дуги в год) и лучевая (в км/с) скорость звезды скопления, л -- угол между прямыми Солнце--звезда и звезда--радиант, а r -- расстояние, выраженное в парсеках. Только Гиады имеют заметный групповой параллакс, но до запуска спутника Hipparcos только таким способом можно откалибровать шкалу расстояний для старых объектов.

Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры

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

Метод относится к классу фотометрических: если есть источник, светимость которого известна (так называемая стандартная свеча), то искомое расстояние вычисляется по формуле

где M -- абсолютная звёздная величина, m -- наблюдаемая звёздная величина, а d₀ = 10 пк.

Оба типа звёзд являются переменными, но если цефеиды -- недавно образовавшиеся объекты, то звёзды типа RR Лиры сошли с главной последовательности -- гиганты спектральных классов A--F, расположенные, в основном, на горизонтальной ветви диаграммы «цвет-величина» для шаровых скоплений. Однако, способы их использования как стандартных свеч различны:

· Для цефеид существует хорошая зависимость «Период пульсации -- Абсолютная звёздная величина». Скорее всего, это связано с тем, что массы цефеид различны.

· Для звёзд RR Лиры средняя абсолютная звёздная величина примерно одинакова и составляет ^[7].

Определение данным методом расстояний сопряжено с рядом трудностей:

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

2. Необходимо учитывать поглощение света пылью и её неоднородность распределения в пространстве.

Кроме того, для цефеид остаётся серьёзной проблемой точное определение нуль пункта зависимости «Период пульсации -- Светимость». На протяжении XX века его значение постоянно менялось, а значит и менялось расстояние, измеряемое подобным способом. Светимость звезд типа RR Лиры, хотя и почти постоянна, но все же зависит от концентрации тяжелых элементов.

Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia

Кривые блеска различных сверхновых

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

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

Вышесказанное означает, что наблюдая за кривой блеска, можно определить, какую звёздную величину сверхновая имела в максимуме, а значит, и определить расстояние до неё.

Сверхновые -- наиболее яркие из стандартных свеч и видны с гораздо большего расстояния. Именно с их помощью проверяют закон Хаббла для больших z. Следуя подобным путём, в 1998 году две группы наблюдателей открыли ускорение расширения Вселенной. На сегодняшний день факт ускорения почти не вызывает сомнений, однако, по сверхновым невозможно однозначно определить его величину: всё ещё крайне велики ошибки для больших z

Метод определения расстояния по гравитационным линзам

Геометрия гравитационного линзирования

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

Если в качестве характерного масштаба для координат изображения о и источника з (см. рисунок) в соответствующих плоскостях взять о₀=D_l и з₀=о₀D_s/D_l (где D -- угловое расстояние), тогда можно записывать временноме запаздывание между изображениями номер i и j следующим образом:

где x=о/о₀ и y=з/з₀ -- угловые положения источника и изображения соответственно, с -- скорость света, z_l -- красное смещение линзы, а ш -- потенциал отклонения, зависящий от выбора модели. Считается, что в большинстве случаев реальный потенциал линзы хорошо аппроксимируется моделью, в которой вещество распределено радиально симметрично, а потенциал превращается в бесконечность. Тогда время задержки определяется по формуле:

Однако, на практике чувствительность метода к виду потенциала гало галактики существенна. Так, измеренное значение H₀ по галактике SBS 1520+530 в зависимости от модели колеблется от 46 до 72 км/(с Мпк)^[14].

Метод определения расстояния по красным гигантам

Ярчайшие красные гиганты имеют одинаковую абсолютную звёздную величину ?3.0^m±0.2^m, а значит, подходят на роль стандартных свеч. Наблюдательно первым этот эффект обнаружил Сендидж в 1971 году. Предполагается, что эти звёзды либо находятся на верхней точке первого подъёма ветви красных гигантов звёзд малой массы (меньше солнечной), либо лежат на асимптотической ветви гигантов.

Основным достоинством метода является то, что красные гиганты удалены от областей звёздообразования и повышенной концентрации пыли, что сильно облегчает учёт поглощения. Их светимость также крайне слабо зависит от металличности, как самих звёзд, так и окружающей их среды^[15]. Основная проблема данного метода -- выделение красных гигантов из наблюдений звёздного состава галактики. Существует два пути её решения.

· Классический -- метод выделения края изображений. При этом обычно применяют Собелевский фильтр. Начало провала -- искомая точка поворота. Иногда вместо собелевского фильтра в качестве аппроксимирующей функции берут гауссиану, а функция выделения края зависит от фотометрических ошибок наблюдений^[16].

Однако, по мере ослабления звезды растут и ошибки метода. В итоге предельно измеряемый блеск на две звездных величины хуже, чем позволяет аппаратура.

· Второй путь -- построение функции светимости методом максимального правдоподобия. Данный способ основывается на том, что функция светимости ветви красных гигантов хорошо аппроксимируется степенной функцией:

·

где a -- коэффициент, близкий к 0,3, m -- наблюдаемая звёздная величина.

Основная проблема -- расходимость в некоторых случаях рядов, возникающих в результате работы метода максимального правдоподобия.

Проблемы и современные дискуссии

Если проэкстраполировать закон Хаббла назад во времени, то в итоге возникнет точка, гравитационная сингулярность, называемая космологической сингулярностью. Это большая проблема, так как весь аналитический аппарат физики становится бесполезным. И хотя, следуя путём Гамова, предложенным в 1946 году, можно надёжно экстраполировать до момента, пока работоспособны современные законы физики, но точно определить этот момент наступления «новой физики» пока не представляется возможным. Предполагается, что по величине он равен планковскому времени, ?10 ^{? 43} с.

Второй проблемой является неопределённость в значении постоянной Хаббла и её изотропии. Одна группа исследователей утверждает, что значение постоянной Хаббла флуктуирует на масштабах 10-20°. Возможных причин этому явлению несколько: а) это реальный физический эффект -- в таком случае космологическая модель должна быть кардинально пересмотрена; б) стандартная процедура усреднения ошибок некорректна^[18]. В свою очередь, это тоже ведет к пересмотру космологической модели, но возможно, не такой значительной. В свою очередь, многие другие обзоры и их теоретическая интерпретация не показывают анизотропии, превышающей локально обусловленную ростом неоднородности, в которую входит и наша Галактика, в изотропной в целом Вселенной.

Изучение истории развития Вселенной и её крупномасштабной структуры

Крайне трудные задачи -- изучение истории развития Вселенной и проблема возникновения её крупномасштабной структуры -- одновременно являются крайне важными для всей астрофизики в целом: только их решение может показать верность понимания процессов, происходящих в отдельных объектах и их объединениях на данный момент.

Сложность заключается в том, что необходимо наблюдать объекты, родившиеся в одну и ту же эпоху, но разных возрастов. Таким образом, с одной стороны возникает нужда наблюдать удалённые объекты, ослабленные как расстоянием, так и тем, что их спектр вместе с крайне важной линией L_б из-за расширения Вселенной смещается в инфракрасный диапазон, наблюдения в котором связаны с большими техническими трудностями. С другой стороны в ближайших окрестностях необходимо наблюдать очень старые объекты, пик светимости которых уже прошёл и сейчас они, по разным причинам лишившись основного источника энергии, могут светить лишь благодаря скудным старым запасам. Иными словами приходится наблюдать слабые объекты. В то же время необходима массовость наблюдений, чтобы исключить эффекты селекции.

С технической точки зрения решение первой проблемы -- постройка больших телескопов. Однако у большого телескопа не может быть большого поля и, следовательно, он не может обеспечить массовость наблюдений. И наоборот: телескоп с широким полем не может обеспечить качественные наблюдения слабых объектов. Но есть и другой путь, более творческий: применение различных методик анализа уже имеющихся данных, полученных с использованием наличных ресурсов. Обычно их применяют в связке: с помощью второго способа намечают проблемы и задачи, которые потом решаются на качественно новом уровне с помощью лучших космических и наземных телескопов.

Дополнительную трудность вносит и то, что вместе с Вселенной эволюционируют и объекты, с помощью которых ведутся исследования. А значит, может сложиться ситуация, когда зависимости, построенные на основе современного состояния объектов, перестанут быть адекватными. Чтоб избежать подобного, помимо самих объектов необходимо тщательным образом исследовать и метод, с помощью которого мы хотим изучать Вселенную.

Таблица типичных объектов исследований в космологии

Объекты	Общее описание
Галактики	Это гигантские гравитационно-связанные системы, состоящие из звёзд и тёмной материи. Типичные представители в наблюдательной космологии. Методы наблюдений, применимые к галактикам, применимы почти ко всем космологическим объектам. Это и сравнения модельного спектра с наблюдаемым, и учёт металличности, и учёт пыли, и отождествление характерных особенностей частей спектра с наличием различных процессов внутри объекта.
Квазары	Квазары -- класс внегалактических объектов, отличающихся очень высокой светимостью и настолько малым угловым размером, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от «точечных источников» -- звёзд. Болометрическая светимость квазаров может достигать 1046 -- 1047 эрг/с[24]. Считается, что причиной такой высокой светимости является аккреция межзвёздного газа на сверхмассивную чёрную дыру в центре галактики.
Гамма-всплески	Гамма-всплески -- внезапные кратковременные локализуемые повышения интенсивности космического гамма-излучения с энергией в десятки и сотни кэВ[25]. Из оценок расстояний до гамма-всплесков можно сделать вывод, что излучаемая ими энергия в гамма-диапазоне достигает 1050 эрг. Для сравнения, светимость всей галактики в этом же диапазоне составляет «всего» 1038 эрг/c. После обнаружения у гамма-всплесков оптического послесвечения и получения их спектров стало ясно, что гамма-всплески -- далёкие объекты. На данный момент одним из самых далёких зафиксированных объектов Вселенной является гамма-всплеск GRB 090423 с красным смещением z = 8,2.
Звёздное скопление	Звёздные скопления представляют собой гравитационно-связанные группы звёзд, имеющих общее происхождение, и, соответственно, примерно одинаковый возраст и химический состав. Более массивные звёзды скопления раньше проходят все этапы своей эволюции, превращаясь либо в компактные релятивистские объекты (нейтронные звёзды и чёрные дыры), либо в белые карлики, а менее массивные продолжают находиться на главной последовательности.
Не проэволюционировавшие или слабо проэволюционировавшие объекты	В данную группу включены как галактики, так и звёзды. Характерной чертой данных объектов является их низкая металличность. Они в основном состоят из того вещества, из которого состояли самые первые звёзды и галактики.
Реликтовый фон	Реликтовый фон -- чернотельное однородное излучение со средней температурой 2,72 К, заполняющее Вселенную.

Общие особенности и приемы

Наблюдать космологические объекты можно различными способами, некоторые подходят только для одного типа объектов, некоторые применимы ко всем. Те, что характерны для всех, частично пришли из звёздной астрономии (такие как метод звёздных подсчётов или сравнение различных участков спектра), частично изобретены только для нужд космологии.

Общие проблемы наиболее ярким образом проявляются в галактиках. Классически, среди них выделяют четыре типа: эллиптические, линзовидные, спиральные и иррегулярные. И эти четыре типа во многом схожи, но также во многом различны. Факторов, влияющих на эволюцию свойств отдельно взятой галактики -- огромное множество. Все это отражается на её спектральных и фотометрических характеристиках, причем временные масштабы эволюционных процессов -- миллионы лет. В итоге наблюдения далеких объектов нельзя соотнести с наблюдениями близких галактик и нет простых механизмов экстраполяции того состояния к нынешнему.

Лайман-альфа лес

В спектрах некоторых далеких объектов можно наблюдать большое скопление сильных абсорбционных линий на малом участке спектра (т. н. лес линий). Эти линии отождествляются как линии серии Лаймана, но имеющие разные красные смещения.

Облака нейтрального водорода эффективно поглощают свет на длинах волн от L_б(1216 A) до лаймановского предела. Излучение, изначально коротковолновое, на пути к нам из-за расширения Вселенной поглощается там, где его длина волны сравнивается с этим «лесом». Сечение взаимодействия очень большое и расчёт показывает, что даже малой доли нейтрального водорода достаточно для создания большого поглощения в непрерывном спектре.

При большом количестве облаков нейтрального водорода на пути света, линии будто настолько близко друг к другу, что на довольно широком интервале в спектре образуется провал. Длинноволновая граница этого интервала обусловлена L_б, а коротковолновая зависит от ближайшего красного смещения, ближе которого среда ионизована и нейтрального водорода мало. Подобный эффект носит названия эффекта Гана-Петерсона.

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

Гравитационное линзирование

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

Сравнение различных участков спектра

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

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

Метод звёздных подсчетов

Данные о крупномасштабной структуре 2df обзора

Первым способом изучения крупномасштабной структуры Вселенной, не потерявший своей актуальности, стал так называемый метод «звёздных подсчётов» или метод «звёздных черпков». Суть его в подсчёте количества объектов в различных направлениях. Применён Гершелем в конце XVIII века, когда о существовании далеких космических объектов только догадывались, и единственными объектами, доступными для наблюдений, были звёзды, отсюда и название. Сегодня, естественно, считают не звёзды, а внегалактические объекты (квазары, галактики), и помимо выделенного направления строят распределения по z.

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

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

Доминирующим является мнение, что при переходе к масштабам сотен мегапарсек ячейки складываются и усредняются, распределение видимого вещества становится однородным. Однако однозначность в этом вопросе пока не достигнута: применяя различные методики некоторые исследователи приходят к выводам об отсутствии однородности распределения галактик вплоть до самых больших исследованных масштабов. Вместе с тем, неоднородности в распределении галактик не отменяют факта высокой однородности Вселенной в начальном состоянии, выводимого из высокой степени изотропии реликтового излучения.

Вместе с этим установлено, что распределения количества галактик по красному смещению имеет сложный характер. Зависимость для разных объектов различна. Однако для всех них характерно наличие нескольких локальных максимумов С чем это связано -- пока не совсем понятно.

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

Особенности наблюдений квазаров

Природа квазара

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

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

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

^[41].

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

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

Особенности наблюдений гамма-всплесков

Популярная модель возникновения гамма-всплеска

Гамма-всплески -- уникальное явление, и общепризнанного мнения о его природе не существует. Однако подавляющее большинство учёных соглашается с утверждением, что прародителем гамма всплеска являются объекты звёздной массы.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Особенности наблюдений реликтового излучения

Спектр реликтового излучения

Информация, которую возможно получить, наблюдая реликтовый фон, крайне разнообразна: примечателен сам факт существования реликтового фона. Если Вселенная существовала вечно, то неясна причина его существования -- массовых источников, способных создать такой фон, мы не наблюдаем. Однако если время жизни Вселенной конечно, то очевидно, что причина его возникновения кроется на первых этапах жизни Вселенной.

На сегодняшний день доминирует мнение, что реликтовое излучение -- это излучение, высвободившееся в момент образовании атомов водорода. До этого излучение было заперто в веществе, а вернее, в том, что тогда оно из себя представляло -- плотной горячей плазме.

Метод анализа реликтового фона на этом предположении и базируется. Если мысленно проследить путь каждого фотона, то получится, что поверхность последнего рассеяния -- сфера, тогда колебания температуры удобно разложить в ряд по сферическим функциям:

где a_lm -- коэффициенты, называемые мультипольными, а Y_lm -- сферические гармоники. Получающаяся информация довольно разнообразна.

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

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

Эффект Сюняева--Зельдовича

Если фотоны реликтового фона на своём пути встречают горячий газ скоплений галактик, то в ходе рассеяния за счёт обратного эффекта Комптона фотоны будут разогреваться (то есть увеличат частоту), забирая часть энергии у горячих электронов. Наблюдательно это будет проявляться снижением потока реликтового излучения в направлении крупных скоплений галактик в длинноволновой области спектра.

С помощью этого эффекта можно получить информацию:

· о давлении горячего межгалактического газа в скоплении, а, возможно, и о самой массе скопления;

· о скорости скопления вдоль луча зрения (из наблюдений на разных частотах);

· о величине постоянной Хаббла H₀, с привлечением наблюдений в гамма-диапазоне.

При достаточном количестве наблюдаемых скоплений можно определить и общую плотность Вселенной Щ.

Преимущество этого эффекта состоит в том, что его природа ясна и никак не зависит от космологического красного смещения.

Поляризация

Карта поляризации реликтового излучения по данным WMAP

Поляризация реликтового излучения могла возникнуть только в эпоху просветления. Так как рассеяние томпсоновское, то реликтовое излучение линейно поляризовано. Соответственно, параметры Стокса Q и U, характеризующие линейные параметры, отличны, а параметр V равен нулю. Если интенсивность можно разложить по скалярным гармоникам, то поляризацию можно разложить по так называемым спиновым гармоникам:



Выделяются E-мода (градиентная составляющая) и B-мода (роторная составляющая).

E-мода может появляться при прохождении излучения через неоднородную плазму вследствие томпсоновского рассеяния. B-мода, максимальная амплитуда которой достигает всего лишь 0,1мK, возникает лишь при взаимодействии с гравитационными волнами.

B-мода является признаком инфляции Вселенной и определяется плотностью первичных гравитационных волн. Наблюдение B-моды является сложной задачей вследствие неизвестного уровня шума для этой компоненты реликтового излучения, а также за счёт того, что B-мода смешивается слабым гравитационным линзированием с более сильной E-модой.

На сегодняшний день поляризация обнаружена, её величина на уровне в несколько мK (микрокельвинов). Причем зарегистрирована только E-мода, B-мода не наблюдается.

Флуктуации реликтового фона

Флуктуации реликтового фона по данным NASA, основанным на наблюдениях на WMAP

Для сравнение с теоретическими данным сырые данные приводятся к вращательно-инвариантной величине:

«Спектр» же строят для величины l(l+1)Cl/2р, из которого получают важные для космологии выводы. К примеру, по положению первого пика можно судить о полной плотности Вселенной, а по его величине -- содержание барионов.

Так из совпадения кросс-корреляции между анизотропией и E-модой поляризации с теоретическими предсказанными для малых углов (и<5°) и значительного расхождения в области больших можно сделать о наличии эпохи рекомбинации на z?15-20.

Так как флуктуации гауссовы, то можно использовать метод марковских цепей для построения поверхности максимального правдоподобия. В целом обработка данных по реликтовому фону это целый комплекс программ. Однако, как итоговый результат, так и используемые предположения и критерия вызывают дискуссию. Различными группами показано, отличие распределения флуктуаций от гаусового, зависимость карты распределений от алгоритмов его обработки.

Особенности наблюдений звёздных скоплений

Популяция белых карликов в шаровом звёздном скоплении NGC 6397. Синие квадраты -- гелиевые белые карлики, фиолетовые кружки -- «нормальные» белые карлики с высоким содержанием углерода.

Главное свойство шаровых скоплений для наблюдательной космологии -- много звёзд одного возраста в небольшом пространстве. Это значит, что если каким-то способом измерено расстояние до одного члена скопления, то различие в расстоянии до других членов скопления пренебрежимо мало.

Одновременное формирование всех звёзд скопления позволяет определить его возраст: опираясь на теорию звёздной эволюции, строятся изохроны на диаграмме «цвет -- звёздная величина», то есть кривые равного возраста для звёзд различной массы. Сопоставляя их с наблюдаемым распределением звёзд в скоплении, можно определить его возраст.

Метод имеет ряд своих трудностей. Пытаясь их решить, разные команды, в разное время получали разные возраста для самых старых скоплений, от ~8 млрд лет, до ~ 25 млрд лет.

В галактиках шаровые скопления, входящие в старую сферическую подсистему галактик, содержат множество белых карликов -- остатков проэволюционировавших красных гигантов относительно небольшой массы. Белые карлики лишены собственных источников термоядерной энергии и излучают исключительно за счёт излучения запасов тепла. Белые карлики имеют приблизительно одинаковую массу звёзд-предшественниц, а значит -- и приблизительно одинаковую зависимость температуры от времени. Определив по спектру белого карлика его абсолютную звёздную величину на данный момент и зная зависимость время--светимость при остывании, можно определить возраст карлика

Однако данный подход связан как с большими техническими трудностями, -- белые карлики крайне слабые объекты, -- необходимо крайне чувствительные инструменты, чтоб их наблюдать. Первым и пока единственным телескопом, на котором возможно решение данной задачи является космический телескоп им. Хаббла. Возраст самого старого скопления по данным группы, работавшей с ним: млрд лет, однако, результат оспаривается. Оппоненты указывают, что не были учтены дополнительные источники ошибок, их оценка млрд лет. Разрешить спор возможно только на телескопах нового класса, которые лишь планируется ввести в строй.

Особенности наблюдений непроэволюционировавших объектов

NGC 1705 -- галактика типа BCDG

Объекты, фактически состоящие из первичного вещества, дожили до нашего времени благодаря крайне малому темпу их внутренней эволюции. Одновременно это и преимущество, и недостаток: с одной стороны, это позволяет изучать первичный химический состав элементов, а также, не сильно вдаваясь в подробности и основываясь на лабораторных законах ядерной физики, оценить возраст подобных объектов, что даст нижний предел на возраст Вселенной в целом. С другой стороны, данные объекты крайне трудно изучать: невысокий темп внутренней эволюции означает и невысокую светимость.

К такому типу можно отнести: звёзды малой массы с низкой металличностью (так называемые G-карлики), низкометалличные области HII, а также карликовые неправильные галактики класса BCDG (Blue Compact Dwarf Galaxy).

При определении обильности лития использовались массивные звёзды звёздного населения типа II. Такие звёзды имеют спокойную, не конвективную атмосферу, благодаря чему литий остаётся на поверхности, не рискуя сгореть в более горячих внутренних слоях звезды. Измеренное таким образом современное значение обилия лития:

A(Li) = 12 + log(Li / H) = 2.12.

У звезды CS31082-001, принадлежащей звёздному населению типа II, были обнаружены линии и измерены концентрации в атмосфере тория и урана. Эти два элемента имеют различный период полураспада, поэтому со временем их соотношение меняется, и если как-то оценить первоначальное соотношение обильностей, то можно определить возраст звезды. Оценить можно двояким способом: из теории r-процессов, подтверждённой как лабораторными измерениями, так и наблюдениями Солнца; или можно пересечь кривую изменения концентраций за счёт распада и кривую изменения содержания тория и урана в атмосферах молодых звёзд за счёт химической эволюции Галактики. Оба метода дали схожие результаты: 15,5±3,2 млрд. лет получены первым способом, млрд. лет -- вторым.

Слабо металличные BCDG-галактикам (всего их существует ~10) и зоны HII -- источники информации по первичному обилию гелия. Для каждого объекта из его спектра определяется металличность (Z) и концентрация He (Y). Экстраполируя определённым образом диаграмму Y-Z до Z=0, получают оценку первичного гелия.

Итоговое значения Y_p разнится от одной группы наблюдателей к другой и от одного периода наблюдений к другому. Так, одна, состоящая из авторитетнейших специалистов в этой области: Изотова и Тхуан (Thuan) получили значение Y_p=0,245±0,004 по BCDG-галактикам, по HII -- зонам на данный момент (2010) они остановились на значении Y_p=0,2565±0,006. Другая авторитетная группа во главе с Пеймберт (Peimbert) получали также различные значения Y_p, от 0,228±0,007 до 0,251±0,006.

Теоретические модели

Современные космологические модели очень сложны, а иногда используют пока неподтвержденные гипотезы. К примеру, ко Вселенной применяются уравнения ОТО, хотя ОТО -- это теория, хорошо подтверждённая только в масштабах Солнечной системы, и её использование в масштабе галактик и Вселенной в целом может быть подвергнуто сомнению. Космологические модели были бы много проще, если бы протон не был стабильной частицей и распадался бы, чего современные эксперименты в физических лабораториях не подтверждают; и этот список можно продолжить. Но на данный момент с таким положением дел приходится мириться, так как лучшего объяснения наблюдательных данных пока не существует.

Космология -- скорее описательная наука, чем предсказательная, и многие её наблюдения, если запастись большой долей фантазии и изобретательности, можно трактовать по разному. Волей-неволей, но приходится обращаться к неким предположениям, принципам, в том числе и философским. Сейчас практически все согласны, что любая модель Вселенной должна удовлетворять так называемому «космологическому принципу». Согласно ему в больших пространственных масштабах во Вселенной нет выделенных областей и направлений. Следствием такого постулата является однородность и изотропность материи во Вселенной на больших масштабах (> 100 Мпк).

Пространственная однородность и изотропность не запрещает неоднородности во времени, то есть существования выделенных последовательностей событий, доступных всем наблюдателям. Сторонники теорий стационарной Вселенной иногда формулируют «совершенный космологический принцип», согласно которому свойствами однородности и изотропности должно обладать четырёхмерное пространство-время. Однако наблюдаемые во Вселенной эволюционные процессы, по всей видимости не согласуются с таким космологическим принципом.

В общем случае для построения модели применяются следующие теории и разделы физики:

1. Равновесная статистическая физика, её основные понятия и принципы, а также теория релятивистского газа.

2. Теория гравитации (обычно ОТО).

3. Некоторые сведения из физики элементарных частиц: список основных частиц, их характеристики, типы взаимодействия, законы сохранения.

Комбинируя их пытаются в первую очередь объяснить три фундаментальных явления: расширение Вселенной, наблюдаемую крупномасштабную структуру Вселенной и распространенность химических элементов. Основными теориями на сегодняшний день в совокупности описывающие все эти три явления являются:

Теория Большого Взрыва.Описывает химический состав Вселенной.	Теория стадии инфляции.Объясняет причину расширения.	Модель расширения Фридмана.Описывает расширение.	Иерархическая теория.Описывает крупномасштабную структуру.

Зелёный цвет означает абсолютно доминирующие теории, янтарный -- признана многими, но широко обсуждаемая, алый -- испытывающая большие проблемы в последнее время, но поддерживаемая многими теоретиками.

Модель расширяющейся Вселенной

Модель расширяющейся Вселенной описывает сам факт расширения. В общем случае игнорируется, когда и почему Вселенная начала расширяться, то есть теория Большого Взрыва -- лишь частный случай модели расширяющейся Вселенной. В основе большинства моделей расширяющейся Вселенной лежит ОТО и её геометрический взгляд на природу гравитации. Изотропно расширяющуюся среду удобно рассматривать в системе координат, расширяющихся вместе с материей. Таким образом, расширение Вселенной формально сводится к изменению масштабного фактора всей координатной сетки, в узлах которой «посажены» галактики. Такую систему координат называют сопутствующей. Начало же отсчёта обычно прикрепляют к наблюдателю.

Единой точки зрения, является ли Вселенная действительно бесконечной или конечной в пространстве и объёме, не существует. Тем не менее, наблюдаемая Вселенная, включающая все местоположения, которые могут воздействовать на нас с момента Большого Взрыва, конечна, поскольку конечна скорость света и существовал Большой Взрыв.

Модель Фридмана

Стадия	Эволюция a(з)	Параметр Хаббла
Инфляционная
Радиационное доминирование
Пылевая стадия
Л-доминирование

В рамках ОТО вся динамика Вселенной может быть сведена к простым дифференциальным уравнениям для масштабного фактора a(t) -- величины отражающая изменение расстояний в однородно сжимающихся пространствах^[65]:

· Уравнению энергии

· Уравнению движения

· Уравнению неразрывности



k -- кривизна пространства (принимает значения ?1 0 1), Л -- космологическая постоянная, с -- средняя плотность Вселенной, P -- давление, с -- скорость света.

Для подобной модели интервал между двумя событиями записывается следующим образом:

ds² = c²dt² ? a²(t)dR²

где dR? описывает геометрические свойства пространства. В таких системах координат изменение расстояния между двумя точками (l), покоящимися в сопутствующей системе координат происходит по следующему закону:

Это не что иное, как закон Хаббла, где параметр Хаббла есть меняющаяся от времени величина:

Также в этой модели появляется различные типы расстояний: угловое и фотометрическое. Угловым расстоянием мы назовем расстояние, вычисляемое по видимому угловому расстоянию объекта (и) и его линейному размеру объекта (D):

до какого-то момента такое расстояние увеличивается, а после начинает уменьшаться, само пространство начинает играть роль гигантской гравитационной линзы.

Фотометрическое расстояние, это расстояние вычисляемое с помощью источника, известной светимости (L) и принимаемый от него поток излучения (F):

Время с начала расширения, часто называемого возрастом Вселенной:

Иногда в различного рода моделях переходят от космологического времени t к конформному з следующим образом:

a(з)dз = dt

Эволюция расширения

Ход расширения в общем случае зависит от значений космологической постоянной Л, кривизны пространства k и уравнения состояния (P(с)). Однако качественно эволюцию расширения можно оценить, опираясь на достаточно общие предположения.

Состав Вселенной по данным WMAP

В современной общепринятой модели расширения космологическая постоянная положительна и существенно отлична от нуля, то есть на больших масштабах возникают силы антигравитации. Природа таких сил неизвестна, теоретически подобный эффект можно было бы объяснить действием физического вакуума, однако ожидаемая плотность энергии оказывается на много порядков больше, чем энергия, соответствующая наблюдаемому значению космологической постоянной -- проблема космологической постоянной.

Остальные варианты на данный момент представляют только теоретический интерес, однако это может измениться при появлении новых экспериментальных данных. Современная история космологии уже знает подобные примеры: модели с нулевой космологической постоянной безоговорочно доминировали (помимо короткого всплеска интереса к другим моделям в 1960-е гг.) с момента открытия Хабблом космологического красного смещения и до 1998 года, когда данные по сверхновым типа Ia убедительно опровергли их.

На сегодняшний момент в стандартной модели считается, что k=0 (это проверяется с точностью до нескольких десятых долей процента), тогда плотность тёмной энергии составляет 72 % от всей энергии Вселенной, а основной вклад в плотность материи вносит невидимое вещество, участвующее только в гравитационном взаимодействии (тёмная материя) -- её почти в 6 раз больше, чем барионной материи. Эти значения основаны на наблюдениях сверхновых типа Ia, исследованиях флуктуаций реликтового излучения, корреляционных функциях и спектрах пространственного распределения галактик, данных о гравитационном линзировании скоплениями галактик.