Wikia

Наука

Вселенная

Обсуждение1
14 965статей на этой вики
Космология
WMAP 2003
Изучаемые объекты и процессы
Наблюдаемые процессы
Теоретические изыскания
Родственные темы
 Шаблон: ПросмотрОбсуждениеПравить 

Вселе́нная — фундаментальное понятие астрономии, строго не определяемое[1][2][3][4]. Включает в себя весь окружающий мир. На практике под Вселенной часто понимают часть материального мира, доступную изучению естественнонаучными методами. Под возрастом Вселенной подразумевается время с начала её расширения.

Астрономическая Вселенная, или Метагалактика — это часть Вселенной, доступная наблюдениям в настоящее время или в обозримом будущем.

Астрономические наблюдения Вселенной позволили с относительной точностью установить «возраст» Вселенной, который по последним данным [5] составляет 13,72 ± 0,12 миллиардов лет. Однако, среди некоторых учёных существует точка зрения, что Вселенная никогда не возникала, а существовала вечно и будет существовать вечно, изменяясь лишь в своих формах и проявлениях. Представления о форме и размерах Вселенной в современной науке также являются остродискуссионными, предположительно пространственная протяжённость Вселенной в сечении постоянного синхронного собственного времени (то есть времени, прошедшего от момента Большого Взрыва) составляет не менее 93 миллиардов световых лет[6][7].

Самыми крупным известными образованиями во Вселенной являются Великая стена Слоуна и Великая стена CfA2, а самым далёким обнаруженным астрономическим объектом является гамма-всплеск GRB 090423, произошедший около 13 миллиардов лет назад.

Этимология, синонимы и определения Править

Словообразование Править

В русском языке др.-греч. οἰκουμένη, традиционно передавалось как «Вселенная», «обитаемая Вселенная», хотя в древнегреческом языке это слово означает «мир» или населённую часть. Самое общее определение для «Вселенной» среди древнегреческих философов, начиная с Пифагорийцев было «το παν» (Всё), включавший в себя как всю материю (το ολον), так и весь космос (το κενον).

Русское слово Вселенная лишь созвучно слову «всё», но не родственно ему, что наглядно показывается древнерусским написанием[8].

Наблюдения Править

Конечно, любое наблюдение, будь то наблюдение ребёнка за кошкой, физика-ядерщика — за тем, как раскалывается протон, или астронома, ведущего наблюдения за далёкой-далёкой галактикой — всё это наблюдение за Вселенной, а если быть точным — за отдельными её частями.

Однако, для познания Вселенной как единого целого очень важно наблюдать и изучать крупномасштабные структуры, объекты и процессы. На данный момент основные усилия астрономов, работающих в этом направлении, устремлены, в основном, в две области:

  • историю развития Вселенной: от ранних этапов и до наших дней.
  • космоологическую шкалу расстояний и связанное с ней законом расширения Вселенной.

Надо признать, что почти вся информация о Вселенной, известная на данный момент — косвенна. Как правило, сначала делаются некие предположения, а потом они проверяются.

Шкала расстояний и космологическое красное смещение Править

Масштаб окружающего нас мира стал пристальным объектом изучения астрономов, начиная с Галилея. До начала двадцатого века размеры нашего мира были достаточно невелики. Только открытие Эдвина Хаббла со всей очевидностью доказало поистине гигантские размеры Вселенной. Одновременно с этим было установлено, что:

  1. Все далёкие галактики от нас удаляются.
  2. С увеличением расстояния, это происходит всё быстрее.

Закон разбегания — это закон Хаббла V=H0r, где H0 — постоянная, ныне называемая «постоянной Хаббла».

Общепринятая трактовка этого явления: мы наблюдаем расширение Вселенной. Это утверждение оспаривается теорией старения фотонов и так называемой БТР-теорией. Однако, сторонников обоих подходов исчезающее малое количество, не в последнюю очередь из-за отсутствия весомых наблюдательных подтверждений.

Открытие Хаббла было бы невозможным, если бы не были созданы первые ступени лестницы расстояний. В основе этой лестницы лежит метод тригонометрических парралаксов — единственный прямой, моделенезависимый метод определения расстояния, доступный астрономам. Все остальные методы — либо косвенны, либо моделезависимы.

Метод тригонометрических параллаксов Править

Parallaks

схема возникновения годичного параллакса

Годичный параллакс — угол, под которым виден средний радиус Земной орбиты из центра масс звезды. Существование годичного параллакса обусловлено только законами геометрии и более ничем, таким образом данный метод сродни прикладыванию линейки и является моделенезависимым. Из тех же законов геометрии искомое расстояние до звезды равно:

L=\frac{D}{2 \sin \alpha/2}

Однако на практике никто так не считает, так как параллакс — малый угол. А для малых углов sin α = α. И итоговая формула, которую и используют на практике:

L=\frac{D}{\alpha}   ,

где угол α выражен в радианах. Значение параллакса уменьшается с ростом расстояния до звезды, резко ограничивая область применения метода.

Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры Править

Цефеиды и звёзды типа RR Лиры — переменные объекты, но если цефеиды молодые объекты, то вторые — звёзды уже сошедшие с главной последовательности — гиганты спектральных классов A-F. Характерной их особенностью является зависимость «Период пульсация — Абсолютная звездная величина».

Две основные проблемы данного метода:

  1. Невысокая светимость самих объектов. То есть крайне трудно в далёкой галактике найти цефеиду.
  2. Необходимо учитывать поглощение света пылью, как при калибровке зависимостей, так и при самих измерениях расстояний.

Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia Править

Сверхновые типа Ia — это взрыв белого карлика в тесной двойной системе. Основываясь на расстоянии, полученном на основе измерения по цефеидам, было установлено, что все сверхновые данного типа в максимуме имеет примерно одинаковую светимость.

Физическая схема явления проста: аккрецирующее вещество со звезды-компаньона скапливается в значительном количестве на поверхности белого карлика. В какой-то момент давление вырожденного газа более не способно выдерживать вес скопившегося вещества, происходит коллапс. Масса белого карлика на тот момент известна и равна пределу Чандрасекара. Именно данный факт, по мнению теоретиков, является причиной одинаковой светимости в максимуме.

Тогда, если застать вспышку в максимуме блеска, то можно определить расстояние до сверхновой, а по линиям в спектре определить красное смещение. Следуя подобным путем, в 1998 году две группы наблюдателей открыли ускоряющееся расширение Вселенной.

Метод определения расстояния по гравитационным линзам Править

Проходя около массивного тела, луч света отклоняется. Таким образом массивное тело способно собирать параллельный пучок света в некотором фокусе, строя изображение, причем их может быть несколько. Время запаздывания между изображениями, в большинстве случаев, в первом приближении равно tdel = d/c, где d — расстояние между изображениями, а с — скорость света.

Зная угловое расстояние между изображениями и применяя законы геометрии, можно вычислить расстояние до линзы. Однако минус этого метода в том, что априори неизвестны гравитационный потенциал линзы и его структура. Связанная с этим ошибка может быть значительна для точных измерений.

Метод определения расстояния по красным гигагнтам Править

Ярчайшие красные гиганты имеют одинаковую абсолютную звездную величину (-3.0m±0.2m). Наблюдательно первым этот эффект обнаружил Sandage в 1971 году. Предполагается, что это звезды либо находятся на верхней точке первого подъема ветви красных гигантов звезд малой массы (меньше солнечной), либо лежат на асимптотической ветви гигантов.

Основным достоинством метода является то, что красные гиганты удалены от областей звездообразования и повышенной концентрации пыли.

Проблемы и современные дискуссии Править

Если проэкстраполировать закон Хаббла назад во времении, то в итоге возникнет точка, сингулярность. Мягко говоря, это большая проблема, так как физика в окрестности сингулярности должна изменяться. И хотя, следуя путём Гамова, предложенным в 1946 году, можно надёжно экстраполировать до момента, пока работоспособны современнные законы физики, но когда наступит момент перехода к той, иной физике, которая ответственна за возникновение Вселенной, неизвестно. Предполагается, что это — величина порядка планковского времени, ~ 10−43 с.

Второй проблемой является неопределенность в значении постоянной Хаббла и её изотропии. Открытое было анизотропное поведение постоянной Хаббла на масштабах 10-20°[9], ставящее под сомнение ΛCDM-модель, оспаривается. Оппоненты основываются на опубликованных данных о сверхновых типа Ia[10]. Однако отсутствие эффекта может быть вызвано отсевом некоторых сверхновых. В любом случае нужны новые данные.


Изучение истории развития Вселенной и ее крупномасштабной структуры Править

Изучать развитие Вселенной можно двумя способами: набирая статистику состояний современных объектов, или изучая далёкие объекты.

Использование далеких объектов целесообрано по двум причинам:

  1. Бо́льшая дальность означает бо́льшую удалённность по времени, то есть далёкие объекты несут информацию о ранних этапах жизни Вселенной.
  2. Они являются своего рода прожекторами, в лучах которых мы можем наблюдать то, что без них в силу наших технологических ограничений наблюдать бы не могли.

Проблема данного подхода в том, что наблюдения, как спектроскопические, так и фотометрические, проводятся в инфракрасном диапазоне, куда из-за красного смещения переезжает крайне важный для астрофизики оптический диапазон и линия Lα. А это связано с рядом технических трудностей.

Набирать статистику современных объектов важно также по двум причинам:

  • Среди объектов есть как молодые, так и старые. Сравнивая их между собой, можно понять механизм перехода от одного состояния к другому.
  • Состояние современных объектов сильно ограничивает свободу при выборе моделей процессов, происходящих в ранней Вселенной.

Квазары Править

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[11]. Считается, что причиной такой высокой светимости является аккреция межзвездного газа на сверхмассивную черную дыру в центре галактики.

Эффект Гана-Петерсона

Суть эффекта такова. Облака нейтрального водорода эффективно поглощают свет на длинах волн от Lα (1216 Å) до лаймановского предела, образуя в спектре источника так называемый «Lα-лес». 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 расчет показывает, что малой доли нейтрального водорода достаточно для создания большого поглощения в непрерывном спектре. Учитывая масштаб межгалактической среды, легко прийти к выводу, что провал в спектре будет на довольно широком интервале. Длинноволновая граница этого интервала обусловлена Lα, а коротковолновая зависит от ближайшего красного смещения, ближе которого среда ионизована и нейтрального водорода мало.

Эффект Гана-Петерсона наблюдается в спектрах квазаров с красным смещением z>6. Отсюда делается вывод что эпоха ионизации межгалактического газа началась с z≈6.

Изучение межзвездной пыли

Изучать межзвездную пыль в ранней Вселенной крайне проблематично: пыль имеет разный химический состав, а с учетом малого потока возникает проблема отождествления линий, а вместе с ней и проблема точного определения красного смещения. Однако в 2004 году группе наблюдателей удалось отождествить линии пыли[12]. Полученные данные говорят в пользу гипотезы происхожденяи пыли в ходе вспышек сверхновых звезд.

Гамма-всплески Править

Гамма-всплески — внезапные кратковременные повышения интенсивности космического гамма-излучения с энергией в десятки и сотни кэВ[13]. Из оценок расстояний до гамма-всплесков можно сделать вывод, что излучаемая ими энергия в гамма-дипазоне достигает 1040 эрг. Для сравнения, светимость всей галактики в этом же диапазоне составляет «всего» 1038 эрг/c.

После обнаружения оптического послесвечения и получения спектра, стало ясно, что гамма-всплески — далёкие объекты. На данный момент самым далёким гамма-всплеском является GRB 090423, с красным смещением z=8,2. Для спектроскопических наблюдений таких далеких всплесков требуются самые большие телескопы.

На данный момент общепризнанного мнения о природе этого явления не существует. Однако подавляющее большинство учёных соглашается с утверждением, что прародителем гамма всплеска являются объекты звёздной массы[14].

Пока причина возникновения гамма-всплесков не выяснена, их используют в качестве мощных прожекторов, освещающих все окружающее пространство рядом с собой. Преимущество гамма всплесков в этом вопросе над квазарами состоит в следующем[14]:

  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 по причине малой массы черной дыры, а значит меньшей светимости квазара на тот период времени.
  2. Спектр гамма-всплеска — непрерывный, то есть не содержит спектральных линий, что упрощает изучение свойств межгалактической среды.
  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 объекта.
Изучение межгалактической среды
Как с помощью квазаров, так и с помощью гамма-всплесков можно изучать степень ионизации межгалактической среды по эффекту Ганна-Петерсона.
Если принять предположение, что гамма-всплеск — это взрыв сверхновой зезды населения III, то можно изучать историю обогащения тяжёлыми металлами.
Если послесвечение гамма-всплеска в радиодиапазоне достаточно сильное, то по линии 21 см можно судить о состоянии различных структур нейтрального водорода в межгалактической среде.
Изучение физических условий в родительских галактиках
Отсутствие собственных спектральных линий дает возможность изучать линии поглощения родительской галактики, что дает уникальную информацию о состоянии межзвездной среды в галактиках на раннем этапе развития Вселенной. По ним можно получить информацию о температуре межзвездной среды, ее металличности, степени ионизации и кинематике.
Также, гамма-всплеск может служить указателем на очень слабую карликовую галактику, которую трудно обнаружить при «массовом» наблюдении неба.
Изучение процессов формирования звёзд на больши́х красных смещениях
Детальное изучение процессов формирования звезд на ранних этапах развития Вселенной с помощью гамма-всплесков сильно зависит от выбранной модели природы явления. Но если набрать некую статистику, построить распределения характеристик гамма-всплесков с красным смещением, то, оставаясь в рамках довольно общих положений, можно оценить темп звездообразования и функцию масс рождающихся звезд.

Страница: 0 , 1

Примечания Править

  1. БСЭ.Вселенная
  2. Определение Вселенной по Сурдину В. Г.
  3. Статья «Вселенная» в ФЭ
  4. http://slovari.299.ru/word.php?id=4324&sl=oj
  5. Результаты исследований NASA (англ.)
  6. Lineweaver, Charles; Tamara M. Davis. Misconceptions about the Big Bang. Scientific American (2005). Проверено 8 октября 2008. (англ.)
  7. Была найдена самая далекая Галактика (русск.)
  8. См. Фасмер М. Этимологический словарь русского языка. Т.1. М., 2004. С.363, написание «въс…» в первом случае и «вьс…» во втором
  9. McClure, M. L.; Dyer, C. C. Anisotropy in the Hubble constant as observed in the HST extragalactic distance scale key project results.
  10. Schwarz, D. J.; Weinhorst, B. (An)isotropy of the Hubble diagram: comparing hemispheres.
  11. Физика космоса.
  12. Maiolino, R.; Schneider, R.; Oliva, E.; Bianchi, S.; Ferrara, A.; Mannucci, F.; Pedani, M.; Roca Sogorb, M. A supernova origin for dust in a high-redshift quasar.
  13. Гамма всплески на астронете
  14. 14,0 14,1 ABRAHAM LOEB, VOLKER BROMM GRB Cosmology (18 июня 2007).

См. также Править

Ссылки Править

Викия-сеть

Случайная вики