Вселенная Фридмана
Фридман допускал, что Вселенная имеет совершенно одинаковый вид во всех направлениях и данное условие характерно для всех ее точек. Исходя из этого и учитывая общую теорию относительности, ученый дал понять, что не стоит ожидать от Вселенной стационарности.
Если посмотреть на небосвод, можно увидеть светящуюся полосу – нашу Галактику Млечный путь. Сфокусировав свой взгляд на более отдаленных галактических системах, видно, что в разных частях космического пространства их число будет примерно одинаковым. Исходя из этого, можно говорить об относительной однородности Вселенной.
Модель Вселенной Фридмана была одной из самых удачных. Кроме того, она соответствовала наблюдениям Хаббла. Однако в западных странах о ней услышали только в 1935 г, после того, как подобные модели были разработаны Говардом Робертсоном и Артуром Уокером. Несмотря на то, что Вселенная Фридмана имела только одну модель, на ее основе можно построить еще три других:
- расширение Вселенной по Фридману настолько медленное, что силы притяжения между галактическими пространствами еще сильнее замедляют его, а со временем вообще останавливают. После этого галактики устремляются навстречу друг к другу, то есть запускается процесс сжатия космического пространства.Расширяющая Вселенная Фридмана достигает определенного максимума, а потом начинает снова возвращаться в начальную точку;
- вторая космологическая модель Вселенной Фридмана гласит, что расширение космического пространства происходит с незначительной скоростью. Ее хватает лишь для того, чтобы не начался обратный процесс сжатия. В данном предположении расширение начинается с начальной точки, но при этом оно всегда растет. Скорость процесса замедляется, но никогда не останавливается;
- расширение космического пространства происходит с огромной скоростью. Она настолько велика, что гравитационные силы никогда не смогут остановить данный процесс, разве что только слегка замедлить его. Разделение галактик начинается также с определенного нулевого расстояния.
Анализируя все вышесказанное, можно сделать вывод: модель Фридмана рассказывает, что Вселенная не бесконечна в космическом пространстве, но само пространство безгранично. В результате сильных гравитационных сил, пространство искривляется и замыкается, то есть напоминает чем-то сферическую форму Земного шара. Если человек путешествует по поверхности планеты в одном и том же направлении, он никогда не встретит препятствие, которое не смог бы преодолеть, кроме того, он никогда не упадет «с края Земли». Рано или поздно он просто вернется в точку, с которой начинал свое путешествие. Примерно такое же пространство изображено в модели нестационарной Вселенной Фридмана.
[править] Космология
Бесконечное расширение не определяет пространственной кривизны Вселенной. Вселенная может быть открытой (с отрицательной пространственной кривизной), плоской или закрытой (с положительной пространственной кривизной). Если она закрыта, должно присутствовать достаточное количество тёмной энергии, чтобы противодействовать гравитационному притяжению материи и другим силам, стремящемся сжать Вселенную. Открытая и плоская вселенная будет расширяться вечно, даже в отсутствие тёмной энергии. Наблюдения реликтового излучения по проекту Wilkinson Microwave Anisotropy Probe свидетельствует о том, что Вселенная является плоской и имеет значительное количество тёмной энергии. В этом случае Вселенная должна продолжать расширяться с возрастающей скоростью. Ускоренное расширения Вселенной подтверждалась наблюдениями сверхновых в далёких галактиках. Если верна космологическая модель ΛCDM (Модель Лямбда-СDM), и тёмная энергия формирует космологическую постоянную, расширение со временем станет экспоненциальным.
Если теория инфляции верна, Вселенная прошла через период, преобладания различной формы тёмной энергии в первые моменты большого взрыва; но инфляция закончилась, показав нам тёмную материю в её сегодняшнем состоянии. Возможно, состояние тёмной энергии может снова измениться, в результате события, которое будет иметь последствия, которые крайне трудно определить или предсказать.
[править] История открытия
В 1970-е годы, будущее расширяющейся Вселенной было изучено астрофизиком Джамалем Исламом и физиком Фрименом Дайсоном. Не так давно, астрофизики Фред Адамс и Грег Лафлин разделили прошлое и будущее расширяющейся Вселенной, на 5 эпох. Первая, начальная эпоха, это время, в прошлом, сразу после Большого взрыва, когда звезды ещё не сформировались. Вторая, эпоха звёздобразования, включает в себя сегодняшний день и все звезды и галактики, которые мы наблюдаем. Это время, в течение которого звезды формируются из коллапсирующего облака газа. В последующей эпохи вырождения , звезды будут выгорать, оставляя за собой белых карликов, нейтронные звезды и чёрные дыры. В эпоху Черных дыр, белые карлики, нейтронные звезды, и другие более мелкие астрономические объекты будут уничтожены протонным распадом, оставив только чёрные дыры. Наконец, в тёмную эпоху, даже чёрные дыры исчезнут, оставив лишь разряжённый газ из фотонов и лептонов.
Хронология ниже предполагает ускоряющиеся расширение Вселенной. Если Вселенная начнёт сжиматься, последующие события на временной шкале могут и не произойти, поскольку Большое сжатие приведёт Вселенную в горячее и плотное состояние наподобие того, что было после Большого взрыва.
Судьба Вселенной
Если обратить внимание на ценные подсказки о конечной судьбе Вселенной, то она, скорее всего, продолжит расширяться. В результате этого процесса материя станет менее плотной и распадется из-за так называемой тепловой смерти
Может ли наша Вселенная существовать вечно?
Но что, если разные показатели постоянной Хаббла свидетельствуют о существовании некой зеркальной Вселенной? В научной теории не раз описывались зеркальные миры, которые могут оказывать влияние на изменения гравитации. Удивительно, но это предположение не противоречит имеющимся представлениям о скорости фотонов. Выходит, невидимый для наблюдателей зеркальный мир может оказывать симметричное влияние на все, что происходит вокруг.
Так как космология охватывает всю вселенную от рождения до смерти, такие понятия как темная материя, темная энергия и Мультивселенная всерьез рассматривается уважаемыми учеными. Подробнее о том, как может быть устроен мир мы рассказывали ранее, не пропустите.
Наблюдаемые галактики удаляются от нас все быстрее и быстрее
Учитывая результаты нового исследования, скоро физики смогут ответить на целый ряд вопросов, а в ближайшие 20 лет космический телескоп Джеймса Уэбба проведет дополнительные измерения постоянной Хаббла. Напомним, что расположенный в космосе и оснащенный новейшими инструментами Уэбб продолжит работу Хаббла, внимательно и подробно рассматривая космические ориентиры.
Фон [ править ]
За десятилетия, прошедшие с момента обнаружения космического микроволнового фона (CMB) в 1965 году , модель Большого взрыва стала наиболее распространенной моделью, объясняющей эволюцию нашей Вселенной. Уравнение Фридмана определяет, как энергия Вселенной управляет ее расширением.
- ЧАС2знак равно(а˙а)2знак равно8πграмм3ρ-κc2а2{\ displaystyle H ^ {2} = {\ left ({\ frac {\ dot {a}} {a}} \ right)} ^ {2} = {\ frac {8 {\ pi} G} {3} } \ rho — {\ frac {{\ kappa} c ^ {2}} {a ^ {2}}}}
где κ представляет собой кривизну Вселенной , a ( t ) — масштабный фактор , ρ — полная плотность энергии Вселенной, а H — параметр Хаббла .
Определим критическую плотность
- ρcзнак равно3ЧАС28πграмм{\ displaystyle \ rho _ {c} = {\ frac {3H ^ {2}} {8 {\ pi} G}}}
и параметр плотности
- Ωзнак равноρρc{\ displaystyle \ Omega = {\ frac {\ rho} {\ rho _ {c}}}}
Затем мы можем переписать параметр Хаббла как
- ЧАС(а)знак равноЧАСΩkа-2+Ωма-3+Ωра-4+ΩDEа-3(1+ш){\ displaystyle H (a) = H_ {0} {\ sqrt {{\ Omega _ {k} a ^ {- 2} + \ Omega} _ {m} a ^ {- 3} + \ Omega _ {r} a ^ {- 4} + \ Omega _ {\ mathrm {DE}} a ^ {- 3 (1 + w)}}}}
где четыре предполагаемых фактора, вносящих вклад в плотность энергии Вселенной, — это кривизна , материя , излучение и темная энергия . Каждый из компонентов уменьшается с расширением Вселенной (увеличение масштабного фактора), за исключением, возможно, члена темной энергии. Именно значения этих космологических параметров используют физики для определения ускорения Вселенной.
![Ускоряющееся расширение вселеннойсодержание а также фон [ править ]](https://mediaex.ru/wp-content/uploads/d/1/1/d1195e6f9626b3e0b20f5d5c3f85c774.jpeg)
Уравнение ускорения описывает эволюцию масштабного фактора во времени.
- а¨азнак равно-4πграмм3(ρ+3пc2){\ displaystyle {\ frac {\ ddot {a}} {a}} = — {\ frac {4 {\ pi} G} {3}} \ left (\ rho + {\ frac {3P} {c ^ { 2}}} \ right)}
где давление P определяется выбранной космологической моделью. (см. пояснительные модели ниже)
Одно время физики были настолько уверены в замедлении расширения Вселенной, что ввели так называемый параметр замедления q . [ необходима страница ] Текущие наблюдения показывают, что этот параметр замедления отрицательный.
Отношение к инфляции править
Согласно теории космической инфляции , очень ранняя Вселенная пережила период очень быстрого квазиэкспоненциального расширения. Хотя временной масштаб для этого периода расширения был намного короче, чем у текущего расширения, это был период ускоренного расширения с некоторым сходством с текущей эпохой.
Техническое определение править
Определение «ускорение расширения» является то , что вторая производная по времени космического масштабного коэффициента, является положительной, что эквивалентно параметром замедления , , будучи отрицательным. Однако заметьте, что это не означает, что параметр Хаббла увеличивается со временем. Поскольку параметр Хаббла определяется как , из определений следует, что производная параметра Хаббла определяется выражениема¨{\ Displaystyle {\ ddot {а}}}q{\ displaystyle q}ЧАС(т)≡а˙(т)а(т){\ Displaystyle Н (т) \ экв {\ точка {а}} (т) / а (т)}
- dЧАСdтзнак равно-ЧАС2(1+q){\ displaystyle {\ frac {dH} {dt}} = — H ^ {2} (1 + q)}
так что параметр Хаббла со временем уменьшается, если только . Предпочтение отдается наблюдению , что подразумевает, что это положительно, но отрицательно. По сути, это означает, что космическая скорость удаления любой конкретной галактики увеличивается со временем, но ее соотношение скорость / расстояние все еще уменьшается; таким образом, различные галактики, расширяющиеся по сфере фиксированного радиуса, в более поздние времена пересекают сферу медленнее.q<-1{\ displaystyle q <-1}q≈-0,55{\ displaystyle q \ приблизительно -0,55}а¨{\ Displaystyle {\ ddot {а}}}dЧАСdт{\ displaystyle dH / dt}
Как видно из выше , что в случае «нулевого ускорения / замедления» соответствует линейная функция , , , и .а(т){\ Displaystyle а (т)}т{\ displaystyle t}qзнак равно{\ displaystyle q = 0}а˙знак равноcопsт{\ displaystyle {\ dot {a}} = const}ЧАС(т)знак равно1т{\ Displaystyle Н (т) = 1 / т}
Космический телескоп Хаббл
Сегодня множество обсерваторий наблюдают за разными участками ночного неба, но полученные данные сильно отличаются друг от друга. То же самое касается космического телескопа Хаббл, который служит человечеству верой и правдой более 30 лет. И хотя ожидаемый срок службы телескопа давно истек, Хаббл по-прежнему открывает нам Вселенную.
Недавно открытый ускоренный характер расширения Вселенной вызывает много споров и приводит к появлению большого числа гипотез.
В ходе исследования, опубликованного в научном журнале Physical Review Letters (в рамках проекта SHOES), ученые проанализировали 42 сверхновых, одна из которых взрывалась примерно раз в год. Затем астрономы рассчитали новое значение постоянной Хаббла, включая более точные оценки возраста Вселенной и ее будущего.
Полученные расчеты также свидетельствуют о том, что скорость расширения Вселенной неравномерна: дальние галактики отдаляются быстрее, чем те, что расположены ближе к нам. Разница между новыми и ранее имеющимся данными достигает 9%, но мнения ученых вновь разделились.
За последние 30 лет мир узнал о Вселенной много нового. И этими знаниями мы обязаны космическому телескопу Хаббл
Исследователи также обнаружили ранее незамеченное математическое свойство космологических моделей: за расширение Вселенной отвечает таинственная темная энергия. Считается, что она составляет большую часть энергии во Вселенной, но что именно она собой представляет пока неизвестно.
Будущее Вселенной
Вопрос о том, что ждет Вселенную в будущем, является одним из самых популярных среди ученых-космологов. Одно из важнейших свойств Вселенной – это ее ускоренное расширение. Исходя из этого, в дальнейшем развитии космического пространства может быть два сценария:
- расширение Вселенной будет продолжаться бесконечно, что приведет к снижению средней плотности вещества, которая рано или поздно приблизится к нулю. Простыми словами, в начале начнут распадаться галактические скопления, а в конце протоны поделятся на кварки;
- рано или поздно расширение Вселенной замедлится и запустится обратный процесс – сжатие. В результате произойдет коллапс и все космическое вещество вернется в свое первоначальное состояние – сингулярность.
Есть еще одно предположение, что в результате стремительного роста скорости расширения Вселенной, произойдет Большой разрыв – данный процесс подразумевает разрыв абсолютно всех существующих космических структур и даже мельчайших атомов.
Исследование Вселенной – процесс интересный и увлекательный. Ежедневно ученые пытаются объяснить новые явления и процессы, строят математические и космические модели структур и объектов, ищут ответы на самые таинственные загадки. Все эти знания позволяют узнать прошлое мироздания и предсказать его возможное будущее.
—то же мы увидим?
€так, мы готовы к тому, чтобы обсудить, как же реальный наблюдатель будет наблюдать
расширение вселенной.
‚ принципе, есть три способа непосредственно наблюдать расширение вселенной:
1. изменение красного смещениЯ;
2. изменение блеска (потока приходЯщего излучениЯ);
3. изменение углового размера.
‚сю эту троицу нам надо будет воспроизвести в нашей модели (представим ее себе на
куполе планетариЯ). ѓалактики будут краснеть, их блеск и угловые размеры будут уменьшатьсЯ.
‘ущественно, что нам нельзЯ воспроизводить «картину бога», в которой далекие галактики
удалЯютсЯ все быстрее и быстрее.
Џокраснение объектов обычно не воспринимаетсЯ как нечто, отражающее их удаление.
ЌаблюдениЯ могут позволить в ближайшие десЯтки лет непосредственно измерЯть увеличение
красного
смещениЯ (заметим, что в реальной вселенной красные смещениЯ близких объектов — z
ѓалактики удалЯютсЯ прЯмо от нас. Џоэтому никакого изменениЯ ракурса при расширении
не будет. Џоток излучениЯ от галактик будет падать (мы пренебрегаем эволюцией самих
галактик).
‚ модели это поможет представить вселенную расширЯющейсЯ, но в реальности галактики
слишком неудобные объекты, чтобы увидеть, как они слабеют, удалЯЯсь от нас.
‡ато изменение угловых размеров может и в модели, и в реальных данных показать нам,
как расширЯетсЯ вселеннаЯ с точки зрениЯ наблюдателЯ. Њы увидим, что со временем
все галактики
уменьшаютсЯ в размерах, хотЯ и с разной скоростью. Џри этом на горизонте это уменьшение
будет замирать.
‘татьЯ (с изменениЯми) опубликована в журнале
«‚селеннаЯ. Џространство. ‚ремЯ» NN2-3
за 2014 г.
Ѓолее серьезный вариант статьи можно найти в Ђрхиве: arXiv:
1311.2472 и в “”Ќ: •аббловский поток в картине наблюдателЯ.
|
Џубликации с ключевыми словами: возраст ‚селенной — ‚селеннаЯ — ђасширение ‚селенной — космологическаЯ постоЯннаЯ Џубликации со словами: возраст ‚селенной — ‚селеннаЯ — ђасширение ‚селенной — космологическаЯ постоЯннаЯ |
|
|
‚се публикации на ту же тему >> |
ЊнениЯ читателей
ЂстрометриЯ
—
Ђстрономические инструменты
—
Ђстрономическое образование
—
Ђстрофизика
—
€сториЯ астрономии
—
Љосмонавтика, исследование космоса
—
‹юбительскаЯ астрономиЯ
—
Џланеты и ‘олнечнаЯ система
—
‘олнце
Современная космология
Космологией называется раздел астрономии, который занимается изучением происхождения и развития Вселенной в целом. С научной точки зрения, Вселенная является системой, обладающей особыми свойствами.
Еще в древности человечество задавалось вопросами о происхождении Вселенной. Но тогда весь процесс мироздания объяснялся деятельностью богов. Со временем, когда влияние церкви на человека уменьшилось, ученые постарались объяснить эволюцию Вселенной с помощью физических и химических законов. Существенный прорыв в изучении космического пространства произошел после изобретения телескопа. Тогда астрономы узнали, что численность звезд на небе исчисляется многочисленными миллионами. В середине XIX века с помощью прибора определили расстояние до ближайших звезд.
Немного позже создали шкалу измерений расстояний до более отдаленных космических объектов. В ее основу легли наблюдения за особым типом переменных звезд – цефеид и измерения красного смещения спектров астрономических тел. Благодаря анализу спектральных смещений было установлено, что Вселенная расширяется, то есть промежутки между скоплениями галактик постоянно увеличиваются.
Активное развитие современная космология получила в ХХ веке. В это время Эйнштейн выдвигает несколько теорий относительно Вселенной, которые в дальнейшем он смог доказать на примере уравнения гравитационного поля. Все исследования ученого, так или иначе, были связаны с общей теорией относительности. Эйнштейн рассматривал Вселенную как однородное, стационарное и изотропное пространство. Другими словами она имела определенные границы и положительную кривизну. На этом развитие основ современной космологии не закончилось.
Александр Фридман в 1922 г выдвинул мнение, что расширение Вселенной происходит из начальной сингулярности.
Предположение Фридмана было подтверждено после открытия Эдвином Хабблом космологического красного смещения. Это привело к возникновению теории Большого Взрыва, актуальность которой сохраняется и сегодня. Все вышеперечисленные открытия и представления составляют основу современной космологии.
Кроме этого современной научной космологии удалось установить приблизительный возраст Вселенной. По мнению специалистов, он составляет 13,8 миллиардов лет.
Последствия
Этот феномен ускорения указывает на то, что судьба Вселенной , вероятно, будет вечно расширяющейся Вселенной, все более холодной и все более пустой ( Большое Замерзание ), в отличие от Большого сжатия . Однако среди возможных кандидатов на темную энергию один из них, называемый фантомной энергией , может привести к космологическому сценарию, в котором ускорение расширения Вселенной сопровождается увеличением плотности темной энергии, которая достигнет конечное время — бесконечная величина, знаменующая в этот момент конец Вселенной. Эту любопытную модель обычно называют Big Rip .
Несмотря на очевидное текущее почти единодушие космологов относительно идеи ускоренного расширения, реальность этого ускорения все еще не имеет прочной теоретической основы.
Ускорение расширения Вселенной
Основная статья: Тёмная энергия
На основании проведённых в конце 1990-х годов наблюдений сверхновых звёзд типа Ia был сделан вывод, что расширение Вселенной ускоряется со временем. Затем эти наблюдения были подкреплены другими источниками: измерениями реликтового излучения, гравитационного линзирования, нуклеосинтеза Большого Взрыва. Все полученные данные хорошо вписываются в лямбда-CDM модель.
Ранее существовавшие космологические модели предполагали, что расширение Вселенной замедляется. Они исходили из предположения, что основную часть массы Вселенной составляет материя — как видимая, так и невидимая (тёмная материя). На основании новых наблюдений, свидетельствующих об ускорении расширения, было найдено, что во Вселенной существует ранее неизвестная энергия с отрицательным давлением (см. уравнения состояния). Её назвали «тёмной энергией».
По имеющимся оценкам, ускоряющееся расширение Вселенной началось приблизительно 5 миллиардов лет назад. Предполагается, что до этого расширение замедлялось благодаря гравитационному действию тёмной материи и барионной материи. Плотность барионной материи в расширяющейся Вселенной уменьшается быстрее, чем плотность тёмной энергии. В конце концов, тёмная энергия начинает преобладать. Например, когда объём Вселенной удваивается, плотность барионной материи уменьшается вдвое, а плотность тёмной энергии остается почти неизменной (или точно неизменной — в варианте с космологической константой).
Если ускоряющееся расширение Вселенной будет продолжаться бесконечно, то в результате галактики за пределами нашего Сверхскопления галактик рано или поздно выйдут за горизонт событий и станут для нас невидимыми, поскольку их относительная скорость превысит скорость света. Это не является нарушением специальной теории относительности. На самом деле невозможно даже определить «относительную скорость» в искривлённом пространстве-времени. Относительная скорость имеет смысл и может быть определена только в плоском пространстве-времени, или на достаточно малом (стремящемся к нулю) участке искривлённого пространства-времени. Любая форма коммуникации далее пределов горизонта событий становится невозможной, и всякий контакт между объектами теряется. Земля, Солнечная система, наша Галактика, и наше Сверхскопление будут видны друг другу и в принципе достижимы путём космических полётов, в то время как вся остальная Вселенная исчезнет вдали. Со временем наше Сверхскопление придёт в состояние тепловой смерти, то есть осуществится сценарий, предполагавшийся для предыдущей, плоской модели Вселенной с преобладанием материи.
Существуют и более экзотические гипотезы о будущем Вселенной. Одна из них предполагает, что фантомная энергия приведёт к т. н. «расходящемуся» расширению. Это подразумевает, что расширяющая сила действия тёмной энергии продолжит неограниченно увеличиваться, пока не превзойдёт все остальные силы во Вселенной. По этому сценарию, тёмная энергия со временем разорвёт все гравитационно связанные структуры Вселенной, затем превзойдёт силы электростатических и внутриядерных взаимодействий, разорвёт атомы, ядра и нуклоны и уничтожит Вселенную в Большом Разрыве.
С другой стороны, тёмная энергия может со временем рассеяться или даже сменить отталкивающее действие на притягивающее. В этом случае гравитация возобладает и приведёт Вселенную к «Большому Хлопку». Некоторые сценарии предполагают «циклическую модель» Вселенной. Хотя эти гипотезы пока не подтверждаются наблюдениями, они и не отвергаются полностью. Решающую роль в установлении конечной судьбы Вселенной (развивающейся по теории Большого Взрыва) должны сыграть точные измерения темпа ускорения.
Ускоренное расширение Вселенной было открыто в 1998 году при наблюдениях за сверхновыми типа Ia. За это открытие Сол Перлмуттер, Брайан П. Шмидт и Адам Рисс получили премию Шоу по астрономии за 2006 год и Нобелевскую премию по физике за 2011 год.
Теории последствий для Вселенной [ править ]
По мере расширения Вселенной плотность излучения и обычной темной материи уменьшается быстрее, чем плотность темной энергии (см. Уравнение состояния ), и, в конечном итоге, темная энергия доминирует. В частности, когда масштаб Вселенной удваивается, плотность материи уменьшается в 8 раз, но плотность темной энергии почти не меняется (она точно постоянна, если темная энергия является космологической постоянной ). [ необходима страница ]
В моделях, где темная энергия является космологической постоянной, Вселенная будет экспоненциально расширяться со временем в далеком будущем, приближаясь к Вселенной де Ситтера . В конечном итоге это приведет к исчезновению всех свидетельств Большого взрыва, поскольку космический микроволновый фон смещается в красную сторону в сторону более низких интенсивностей и более длинных волн. В конце концов, его частота будет достаточно низкой, чтобы он был поглощен межзвездной средой и таким образом был закрыт для любого наблюдателя в галактике. Это произойдет, когда возраст Вселенной будет меньше чем в 50 раз больше своего нынешнего возраста, что приведет к концу космологии в том виде, в каком мы ее знаем, поскольку далекая Вселенная станет темной.
Постоянно расширяющаяся Вселенная с ненулевой космологической постоянной имеет плотность массы, уменьшающуюся со временем. В таком сценарии текущее понимание заключается в том, что вся материя будет ионизироваться и распадаться на изолированные стабильные частицы, такие как электроны и нейтрино , при этом все сложные структуры рассеиваются. Этот сценарий известен как « тепловая смерть Вселенной ».
Альтернативы окончательной судьбе вселенной включают упомянутый выше Большой разрыв , Большой скачок , Большое замораживание или Большой хруст .
