Вселенная

Материал из свободной русской энциклопедии «Традиция»
Перейти к: навигация, поиск
Крупномасштабная структура Вселенной как она выглядит в инфракрасных лучах с длиной волны 2,2 мкм — 1 600 000 галактик, зарегистрированных в Extended Source Catalog как результате Two Micron All-Sky Survey. Яркость галактик показана цветом от синего (самые яркие) до красного (самые тусклые). Тёмная полоса по диагонали и краям картины — расположение Млечного пути, пыль которого мешает наблюдениям.

Вселе́нная — фундаментальное понятие в астрономии и философии, строго не определяемо.[1][2][3][4] Делится на две принципиально иные сущности: умозрительную (философскую) и материальную, доступную наблюдениям в настоящее время или в обозримом будущем. Если автор различает эти сущности, то следуя традиции, первую называют Вселенной, а вторую — астрономической Вселенной или Метагалактикой (в последнее время этот термин практически вышел из употребления). Вселенная является предметом исследования космологии.

В историческом плане для обозначения «всего пространства» использовались различные слова, включая эквиваленты и варианты из различных языков, такие как «небесная сфера», «космос», «мир». Использовался также термин «макрокосмос», хотя он предназначен для определения систем большого масштаба, включая их подсистемы и части. Аналогично, слово «микрокосмос» используется для обозначения систем малого масштаба.

Любое исследование, любое наблюдение, будь то наблюдение физика за тем, как раскалывается ядро атома, ребёнка за кошкой, или астронома, ведущего наблюдения за далёкой-далёкой галактикой — всё это наблюдение за Вселенной, вернее, за отдельными её частями. Эти части служат предметом изучения отдельных наук, а Вселенной в максимально больших масштабах, и даже Вселенной как единым целым занимаются астрономия и космология; при этом под Вселенной понимается или область мира, охваченная наблюдениями и космическими экспериментами, или объект космологических экстраполяций — физическая Вселенная как целое.[4] Именно эти аспекты знаний о Вселенной составляют предмет данной статьи.

Космология
WMAP 2006 94 GHz temperature map.png
Изучаемые объекты и процессы
Наблюдаемые процессы
Теоретические изыскания
Родственные темы
 Шаблон: Просмотреть·Обсудить·Изменить

Вселе́нная — обычно определяется как совокупность всего, что существует физически. Это совокупность пространства и времени, всех форм материи, физических законов и констант, которые управляют ими. Однако термин Вселенная может трактоваться и иначе: космос, мир или природа.

Содержание

Этимология, синонимы и определения[править]

Словообразование[править]

Вселе́нная — древнерусское слово. Образованно путём слияния слов или иначе словосложением: «ВСЕ» и «СЕЛЕНИЯ». (См. также Способы образования слов).

Слово «Вселенная» исконно русское слово и не имеет никакого отношения к греч. Ойкумена. Но, в угоду всемирной Фальсификации Истории Человечества (ФИЧ) во многих официальных источниках пропагандируется именно др.-греч. этимология этого слова.

Рассмотрим подробно: В русском языке др.-греч. οἰκουμένη, традиционно передавалось как «Вселенная», «обитаемая Вселенная», хотя в древнегреческом языке это слово означает «мир» или населенную часть Земли. Самое общее определение для «Вселенной» среди древнегреческих философов, начиная с Пифагорейцев было «το παν» (Все), включавший в себя как всю материю (το ολον), так и весь космос (το κενον), - каким образом др.-греч. слова, имеющие совершенно разную смысловую нагрузку и разительное различие фонетического ряда , являются этимологической формой слова "Вселенная"?  

Но к сожалению древнегреческую концепцию словообразования поддерживают все современные энциклопедии и этимологические словари, тем самым скрывая и искореняя великое наследие Русской культуры и Русского языка.

Теоретические модели[править]

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,[5][6] 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,[7] 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[править]

Модель расширяющейся Вселенной описывает сам факт расширения. В общем случае не рассматривается, когда и почему Вселенная начала расширяться. В основе большинства моделей 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 конечна, поскольку конечна скорость света и существовал Большой Взрыв.

Модель Фридмана[править]

Стадия Эволюция \(a(\eta)\) Параметр Хаббла
Инфляционная \(a\propto e^{Ht}\) \(H^2=\frac{8\pi}{3}\frac{\rho_{vac}}{M^2_{pl}}\)
Радиационное доминирование \(a\propto t^{\frac{1}{2}}\) \(H=\frac{1}{2t}\)
Пылевая стадия \(a\propto t^{\frac{2}{3}}\) \(H=\frac{2}{3t}\)
\(\Lambda\)-доминирование \(a\propto e^{Ht}\) \(H^2=\frac{8\pi}{3}G\rho_{\Lambda}\)

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:[8]

  • Уравнению энергии

$$ \left(\frac{\dot a}{a}\right)^2=\frac{8\pi G\rho}{3}-\left(\frac{kc^2}{a^2}\right)+\frac{\Lambda c^2}{3}$$

  • Уравнению движения

$$\frac{\ddot a}{a}=-\frac{4\pi G}{3}\left(\rho +\frac{3P}{c^2}\right) + \frac{\Lambda c^2}{3}$$

  • Уравнению неразрывности

$$\frac{d\rho}{dt} =-3H\left(\rho +\frac{P}{c^2}\right)$$

k — кривизна пространства (принимает значения −1 0 1), Λ — космологическая постоянная, ρ — средняя плотность Вселенной, P — давление, с — скорость света.

Для подобной модели интервал между двумя событиями записывается следующим образом: $$ds^2=c^2dt^2-a^2(t)dR^2$$

где dR² описывает геометрические свойства пространства. В таких системах координат изменение расстояния между двумя точками (l), покоящимися в сопутствующей системе координат происходит по следующему закону: $$v=\frac{\dot a}{a}l$$

Это не что иное, как закон Хаббла, где параметр Хаббла есть меняющаяся от времени величина: $$H(t)=\frac{\dot a}{a}$$

Также в этой модели появляется различные типы расстояний: угловое и фотометрическое. Угловым расстоянием мы назовем расстояние, вычисляемое по видимому угловому расстоянию объекта (θ) и его линейному размеру объекта (D): $$d_a=D/\theta=\frac{a_0r_1}{1+z}$$

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): $$d_l=\left(\frac{L}{4\pi F}\right)^{1/2}=a_0r_1(1+z)$$

Время с начала расширения, часто называемого возрастом Вселенной: $$t=\frac{1}{H_0}\int\limits_0^\infty\frac{dz'}{(1+z')\sqrt{\Omega_m(1+z')^3+\Omega_{\Lambda} } }$$

Иногда в различного рода моделях переходят от космологического времени t к конформному η следующим образом: $$a(\eta)d\eta=dt$$

Эволюция расширения[править]

Ход расширения в общем случае зависит от значений космологической постоянной Λ, кривизны пространства k и уравнения состояния (P(ρ)). 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.

Λ < 0[править]

Если значение космологической постоянной отрицательно, то действуют только силы притяжения и более никаких. Правая часть уравнения энергии будет неотрицательной только при конечных значениях R. Это означает, что при некотором значении Rc Вселенная начнет сжиматься при любом значении k и вне зависимости от вида уравнения состояния.[9]

Λ = 0[править]

В случае, если космологическая постоянная равна нулю, то эволюция при заданном значении H0 целиком и полностью зависит от начальной плотности вещества:[8]

\(\left(\frac{da}{dt}\right)^2=G\frac{8\pi\rho_0 a_0^3}{3a} -a_0^2H_0\left(\rho_0 - \frac{3H_0^2}{8\pi G}\right).\)

Значение \(\rho_{cr} = \frac{3H_0^2}{8\pi G}\) называют критической плотностью. Если \(\rho_0 =\rho_{cr} \), то расширение продолжается бесконечно долго, в пределе с асимптотически стремящейся к нулю скоростью. Если плотность больше критической, то расширение Вселенной тормозится и сменяется сжатием. Если меньше, то расширение идёт неограниченно долго с ненулевым пределом H.

Если уравнение энергии поделить на H0, то оно примет следующий вид (с учётом нулевой космологической постоянной):

\(1=\frac{\rho}{\rho_{cr}}-\frac{kc^2}{a^2H_0^2}.\)

Из этого уравнения следует, что плотность вещества во Вселенной и кривизна пространства взаимосвязаны: ρ=ρcr соответствует k=0 (случай плоской Вселенной), плотность меньше критической соответствует k=-1 (открытая Вселенная), больше — k=1 (замкнутой Вселенной).

Λ > 0[править]

Если Λ>0 и k≤0, то Вселенная монотонно расширяется, но в отличие от случая с Λ=0 при больших значениях R скорость расширения растёт:[9]

\(R\propto exp[(\Lambda/3)^{1/2}t].\)

При k=1 выделенным значением является \(\Lambda_c=4\pi G\rho\). В этом случае существует такое значение R, при котором \(R'=0\) и \(R''=0\), то есть Вселенная статична.

При Λ>Λc скорость расширения убывает до какого-то момента, а потом начинает неограниченно возрастать. Если Λ незначительно превышает Λc, то на протяжении некоторого времени скорость расширения остаётся практически неизменной.

В случае Λ<Λc всё зависит от начального значения R, с которого началось расширения. В зависимости от этого значения Вселенная либо будет расширяться до какого-то размера, а потом сожмется, либо будет неограниченно расширяться.

Теория Большого Взрыва (модель горячей Вселенной)[править]

Icons-mini-icon 2main.png Основная статья: Большой Взрыв

Теория большого взрыва — теория первичного нуклеосинтеза. Отвечает на вопрос каким образом образовались химические элементы и почему распространенность их именно такая, какая сейчас наблюдается. Зиждится на экстраполяции законов ядерной и квантовой физики, в предположении, что при движении в прошлое, средняя энергия частиц (температура) возрастает[10].

Граница применимости — область высоких энергий, выше которых перестают работать изученные законы. При этом вещества как такового уже и нет, а есть практически чистая энергия. Если экстраполировать закон Хаббла на тот момент, то окажется, что видимая область Вселенный разместилась в небольшом объёме. Малый объём и большая энергия — характерное состояние вещества после взрыва, отсюда и название теории — теория Большого Взрыва. При этом остается за рамками ответ на вопрос: «Что вызвало это взрыв и какова его природа?».

Также теория Большого взрыва предсказала и объяснила происхождение реликтового излучения — это наследие того момента, когда ещё всё вещество было ионизованным и не могло сопротивляться давлению света. Иными словами, реликтовый фон — это остаток «фотосферы Вселенной».

Энтропия Вселенной[править]

Главным аргументом, подтверждающий теорию горячей Вселенной, является величина её энтропии. Она с точностью до численного коэффициента равна отношению концентрации равновесных фотонов nγ к концентрации барионов nb.

Выразим nb через критическую плотность и долю барионов:[8]

\(n_b=\frac{\rho_cr}{m_p}=1{,}124\cdot 10^{-5}\Omega_b h^2_{100},\)

где \(h_{100}\) — современное значение Хаббла, выраженное в единицах 100 км/(c Мпк), и, учитывая, что для реликтового излучения с T=2,73 К

\(n_\gamma\approx 420(1+z)^3\) см−3,

получаем

\(\eta\simeq n_b/n_{\gamma}\approx 2{,}7\cdot 10^{-8}\Omega_b h_{100}^2\sim 10^{-9}.\)

Обратная величина и есть величина энтропии.

Первые три минуты[править]

Предположительно, с начала рождения (или по крайне мере с конца инфляционной стадии) и в течение времени, пока температура остаётся не ниже 1016 ГэВ (10−10с), присутствуют все известные элементарные частицы, причем все они не имеют массы. Этот период называется периодом Великого объединения, когда электрослабое и сильное взаимодействия едины.[11]

На данный момент невозможно сказать, какие же именно частицы присутствуют в тот момент, но кое-что всё же известно. Величина η — не только показатель энтропии, но и характеризует избыток частиц над античастицами:[12]

\(\frac{n_p-n_{\bar p}}{n_p}=10^{-9}.\)

В момент, когда температура опускается ниже 1015 ГэВ, вероятно, выделяются X- и Y-бозоны с соответствующими массами.

Эпоху Великого объединения сменяет эпоха электрослабого объединения, когда электромагнитное и слабое взаимодействия представляют единое целое. В эту эпоху идет аннигиляция X- и Y-бозонов. В момент, когда температура понижается до 100 ГэВ, эпоха электрослабого объединения заканчивается, образуются кварки, лептоны и промежуточные бозоны.

Настаёт адронная эра, эра активного рождения и аннигиляции адронов и лептонов. В эту эпоху примечателен момент кварк-адронного перехода или момент конфайнмента кварков, когда стало возможным слияние кварков в адроны. В этот момент температура равна 300—1000 МэВ, а время от рождения Вселенной составляет 10−6 с.

Эпохе адронной эры наследует лептонная эра — в момент, когда температура падает до уровня 100 МэВ, а на часах 10−4 с. В эту эпоху состав Вселенной начинает походить на современный; основные частицы — это фотоны, помимо них есть только электроны и нейтрино со своими античастицами, а также протоны и нейтроны. В этот период происходит одно важное событие: вещество становится прозрачным для нейтрино. Возникает что-то наподобие реликтового фона, но для нейтрино. Но так как отделение нейтрино произошло раньше отделения фотонов, когда некоторые виды частиц ещё не проаннигилировали, отдав свою энергию остальным, то и остыли они больше. К настоящему времени нейтринный газ должен был остыть до 1,9 К, если нейтрино не имеют массы (или их массы пренебрежимо малы).

При температуре Т≈0,7 МэВ термодинамическое равновесие между протонами и нейтронами, существовавшее до этого, нарушается и отношение концентрации нейтронов и протонов застывает на значении 0,19. Начинается синтез ядер дейтерия, гелия, лития. Спустя ~200 секунд после рождения Вселенной температура падает до значений, при которых нуклеосинтез более невозможен, и химический состав вещества остаётся неизменным до момента рождения первых звёзд.[11]

Проблемы теории Большого взрыва[править]

Несмотря на значительные успехи, теория горячей Вселенной сталкивается с рядом трудностей. Если бы Большой взрыв вызвал расширение Вселенной, то в общем случае могло бы возникнуть сильное неоднородное распределение вещества, чего не наблюдается. Теория Большого Взрыва также не объясняет расширение Вселенной, она принимает его как факт.[13]

Теория также предполагает, что соотношение числа частиц и античастиц на первоначальной стадии было таким, что дало в результате современное преобладание материи над антиматерией. Можно предположить, что вначале Вселенная была симметрична — материи и антиматерии было одинаковое количество, но тогда чтобы объяснить барионную асимметрию необходим некоторый механизм бариогенеза, который должен приводить к возможности распада протона, чего также не наблюдается.[7]

Различные теории Великого объединения предполагают рождение в ранней Вселенной большого числа магнитных монополей, до сего момента также не обнаруженных.[14]

Инфляционная модель[править]

Задача теории инфляции — дать ответы на вопросы, которые оставили после себя теория расширения и теория Большого взрыва: «Почему Вселенная расширяется? И что представляет из себя Большой Взрыв?..» Для этого расширение экстраполируется на нулевой момент времени и вся масса Вселенной оказывается в одной точке, образуя космологическую сингулярность, часто её и называют Большим Взрывом. По всей видимости, общая теория относительности на тот момент уже неприменима, что приводит к многочисленным, но пока, увы, только чисто умозрительным попыткам разработать более общую теорию (или даже «новую физику»), решающую эту проблему космологической сингулярности

Основная идея инфляционной стадии — если вести скалярное поле, называемое инфлантоном, воздействие которого велико на начальных стадиях (начиная, примерно с 10−42с), но быстро убывает со временем, то можно объяснить плоскую геометрию пространства, хаббловское расширение же становится движением по инерции благодаря большой кинетической энергии, накопленной в ходе инфляции, а происхождение из малой изначально причинно-связанной области объясняет однородность и изотропность Вселенной.

Однако способов задать инфлатон — великое множество, что в свою очередь порождает целое множество моделей. Но большинство основывается на предположении о медленном скатывании: потенциал инфлантона медленно уменьшается до значения, равного нулю. Конкретный же вид потенциала и способ задания начальных значений зависит от выбранной теории.

Теории инфляции также делятся на бесконечные и конечные во времени. В теории с бесконечной инфляцией существуют области пространства — домены — которые начали расширяться, но из-за квантовых флуктуаций вернулись в первоначальное состояние, в котором возникают условия для повторной инфляции. К таким теориям относится любая теория с бесконечным потенциалом и хаотическая теория инфляции Линде.

К теориям с конечным временем инфляции относится гибридная модель. В ней существует два вида поля: первое ответственно за большие энергии (а значит за скорость расширения), а второе за малые, определяющие момент завершения инфляции. В таком случае квантовые флуктуации могут повлиять только на первое поле, но не на второе, а значит и сам процесс инфляции конечен.

К нерешенным проблемам инфляции можно отнести скачки температуры в очень большом диапазоне, в какой-то момент она падает почти до абсолютного нуля. В конце инфляции происходит повторный нагрев вещества до высоких температур. На роль возможного объяснения столь странного поведения предлагается «параметрический резонанс».[15]

Мультивселенная[править]

Icons-mini-icon 2main.png Основная статья: Мультивселенная

«Мультивселенная», «Большая Вселенная», «Мультиверс», «Гипервселенная», «Сверхвселенная», «Мультиленная» — различные переводы английского термина multiverse. Появился он в ходе развития теории инфляции.[16]

Области Вселенной, разделённые расстояниями больше размера горизонта частиц, эволюционируют независимо друг от друга. Любой наблюдатель видит только те процессы, которые происходят в домене, равном по объёму сфере с радиусом, составляющим расстояние до горизонта частиц. В эпоху инфляции две области расширения, разделённые расстоянием порядка горизонта, не пересекаются.

Такие домены можно рассматривать как отдельные вселенные, подобные нашей: они точно так же однородны и изотропны на больших масштабах. Конгломерат таких образований и есть Мультивселенная.

Хаотическая теория инфляции предполагает бесконечное разнообразие Вселенных, каждая из которых может иметь отличные от других Вселенных физические константы.[17] В другой теории Вселенные различаются по квантовому измерению.[18] По определению эти предположения нельзя экспериментально проверить.

Альтернативы теории инфляции[править]

Файл:Multiversowiki.jpg
Образование Вселенной с точки зрения теории бран.

Модель космической инфляции вполне успешна, но не необходима для рассмотрения космологии. У неё имеются противники, в числе которых можно назвать Роджера Пенроуза. Их аргументы сводятся к тому, что решения, предлагаемые инфляционной моделью, оставляют за собой упущенные детали. Например, никаких фундаментальных обоснований того, что возмущения плотности на доинфляционной стадии должны быть именно такими малыми, чтобы после инфляции возникала наблюдаемая степень однородности, эта теория не предлагает. Аналогичная ситуация и с пространственной кривизной: она очень сильно уменьшается при инфляции, но ничто не мешало ей до инфляции иметь настолько большое значение, чтобы всё-таки проявляться на современном этапе развития Вселенной. Иными словами, проблема начальных значений не решается, а лишь искусно драпируется.

В качестве альтернативы предлагаются такие экзотические теории, как теория струн и теория бран, а также циклическая теория. Основная идея этих теорий заключается в том, что все необходимые начальные значения формируются до Большого взрыва.

  • Теория струн требует дополнить обычное четырёхмерное пространство-время ещё несколькими измерениями, которые играли бы роль на раннем этапе Вселенной, но сейчас находятся в компактифицированном состоянии. На неизбежный вопрос, почему же эти измерения компактифицированы, предлагается следующий ответ: суперструны обладают T-дуальностью, в связи с чем струна «наматывается» на дополнительные измерения, ограничивая их размер.[19]
  • В рамках теории бран (М-теории) всё начинается с холодного, статичного пятимерного пространства-времени. Четыре пространственных измерения ограничены трёхмерными стенами или три-бранами; одна из этих стен и является пространством, в котором мы живём, в то время как вторая брана скрыта от восприятия. Существует ещё одна три-брана, «потерянная» где-то между двумя граничными бранами в четырёхмерном пространстве. Согласно теории, при столкновении этой браны с нашей высвобождается большое количество энергии и тем самым образуются условия для возникновения Большого взрыва.[20]
  • Циклические теории постулируют, что Большой взрыв не является уникальным в своём роде, а подразумевает переход Вселенной из одного состояния в другое. Впервые циклические теории были предложены в 1930-е годы. Камнем преткновения таких теорий стал второй закон термодинамики, согласно которому энтропия может только возрастать. А значит, предыдущие циклы были бы намного короче и вещество в них было бы намного горячее, чем в момент последнего Большого взрыва, что маловероятно. На данный момент существует две теории циклического типа, сумевшие решить проблему всевозрастающей энтропии: теория Стейнхардта-Тюрока и теория Баум-Фрэмптона.

Теория эволюции крупномасштабных структур[править]

Образование и коллапс протогалактических облаков в представлении художника.
Файл:AstroMSseqF 063aL (18135101).jpg
Расчётная структура Вселенной по данным Millennium simulation. Отмеченное белой линией расстояние составляет около 141 млн световых лет. Жёлтым обозначена материя, фиолетовым — наблюдаемая лишь косвенно тёмная материя. Каждая жёлтая точка представляет собой одну галактику.

Как показывают данные по реликтовому фону, в момент отделения излучения от вещества Вселенная была фактически однородна, флуктуации вещества были крайне малыми, и это представляет собой значительную проблему. Вторая проблема — ячеистая структура сверхскоплений галактик и одновременно сфероподобная — у скоплений меньших размеров. Любая теория, пытающаяся объяснить происхождение крупномасштабной структуры Вселенной, в обязательном порядке должна решить эти две проблемы (а также верно смоделировать морфологию галактик).

Современная теория формирования крупномасштабной структуры, как впрочем и отдельных галактик, носит названия «иерархическая теория». Суть теории сводится к следующему: вначале галактики были небольшие по размеру (примерно как Магелланово облако), но со временем они сливаются, образуя все большие галактики.

В последние время верность теории поставлена под вопрос и не в малой степени этому способствовал downsizing. Однако в теоретических исследованиях эта теория является доминирующей. Наиболее яркий пример подобного изыскания — Millennium simulation (Millennium run).[21]

Общие положения[править]

Любая теория, так или иначе, предполагает, что все современные образования, начиная от звезд и заканчивая сверхскоплениями, образовались в результате коллапса первоначальных возмущений. Классическим случаем является неустойчивость Джинса, в которой рассматривается идеальная жидкость, которая создаёт гравитационный потенциал в соответствии с законом тяготения Ньютона. В этом случае из уравнений гидродинамики и потенциала получается, что размер возмущения, при котором начинается коллапс, составляет:[22] $$\lambda_J=\sqrt{\frac{u_s^2\pi}{G\rho}},$$

где us — скорость звука в среде, G — гравитационная постоянная, а ρ — плотность невозмущенной среды. Подобное рассмотрение можно провести и на фоне расширяющей Вселенной. Из-за удобства в этом случае рассматривают величину относительной флуктуации \(\delta=\frac{\delta\rho}{\rho}.\) Тогда классические уравнения примут следующий вид:[22] $$\vartriangle\Phi=4\pi G\rho\delta,$$ $$\frac{\partial\delta}{\partial t}+Hx\triangledown\delta+\triangledown v=0,$$ $$\frac{\partial v}{\partial t} + Hv+H(x\triangledown)v=-v_s^2\triangledown\delta - \triangledown\Phi.$$

У этой системы уравнений есть только одно решение, которое возрастает со временем. Это уравнение продольных колебаний плотности: $$\frac{\partial^2\delta}{\partial^2t} +2H\frac{\partial\delta}{\partial t}+\left(\frac{k^2}{a^2}v_s^2-4\pi G\rho\right)\delta=0.$$

Из него, в частности, следует, что нестабильными являются флуктуации точно такого же размера, что и в статическом случае. А растут возмущения линейным образом или слабее, в зависимости от эволюции параметра Хаббла и плотности энергии.

Модель Джинса адекватно описывает коллапс возмущений в нерелятивистской среде, если их размер гораздо меньше текущего горизонта событий (в том числе и для тёмной материи во время радиационно-доминированной стадии). Для противоположных случаев необходимо рассматривать точные релятивистские уравнения. Тензор энергии-импульса идеальной жидкости с учётом малых возмущений плотности $$T^{\mu}_{\nu}=(\rho+\delta\rho+p+\delta p)u^{\mu}u_{\nu}-\delta^{\mu}_{\nu}(p+\delta p)$$

ковариантно сохраняется, из чего следуют уравнения гидродинамики, обобщённые для релятивистского случая. Вместе с уравнениями ОТО они представляют исходную систему уравнений, определяющих эволюцию флуктуаций в космологии на фоне решения Фридмана.

Эпоха до рекомбинации[править]

Выделенным моментом в эволюции крупномасштабной структуры Вселенной можно считать момент рекомбинации водорода. До этого момента действуют одни механизмы, после совсем другие.

Первоначальные волны плотности больше горизонта событий и не влияют на плотность материи во Вселенной. Но по мере расширения размер горизонта сравнивается с длиной волны возмущения, как говорят «волна выходит из под горизонта» или «входит под горизонт». После этого процесс её расширения — распространение звуковой волны на расширяющемся фоне.

В эту эпоху под горизонт входят волны с длиной волны на нынешнюю эпоху не более 790 Мпк. Волны, важные для формирования галактик и их скоплений, входят в самом начале этой стадии.

В это время вещество представляет собой многокомпонентную плазму, в которой есть много различных эффективных механизмов затухания всех звуковых возмущений. Пожалуй, самый эффективный среди них в космологии — затухание Силка. После того, как все звуковые возмущения подавлены, остаются лишь адиабатические возмущения.

Какое-то время эволюция обычной и тёмной материи идут синхронно, но из-за взаимодействия с излучением температура обычного вещества падает медленнее. Происходит кинематическое и термическое разделение тёмной материи и барионного вещества. Предполагается, что этот момент наступает при z=105.

Поведение барион-фотонной компоненты после разделения и вплоть до окончания радиационной стадии описывается уравнением:[23] $$\Phi''+\frac{4}{\eta}\Phi'+u_s^2k^2\Phi=0,$$

где k — импульс рассматриваемой волны. Из его решения следует, что в ту эпоху амплитуда возмущений плотности барионной компоненты не росла и не убывала, а испытывала акустические осцилляции: $$\delta_{rad}\propto -cos(u_sk\eta).$$

В это же время тёмная материя таких осцилляций не испытывала, так как ни давление света, ни давление барионов и электронов не оказывает на неё воздействия. Более того, амплитуда её возмущений растет: $$\delta_{CDM}\propto ln(k\eta).$$

После рекомбинации[править]

После рекомбинации давление фотонов и нейтрино на вещество уже пренебрежимо мало. Следовательно, системы уравнений, описывающие возмущения тёмной и барионной материи, аналогичны: $$\delta'-k^2 v=3\Phi',$$ $$v'+\frac{2}{\eta}v=-\Phi.$$

Уже из схожести вида уравнений можно предположить, а потом и доказать, что разность флуктуаций между тёмной и барионной материй стремится к константе. Иными словами, обычное вещество скатывается в потенциальные ямы, сформированные тёмной материей. Рост возмущений сразу после рекомбинации определяется решением $$\delta=C_1+\frac{\Omega_B}{\Omega_{CDM}}C_2\frac{1}{\eta}+\frac{C_3}{\eta^3}+C_4\eta^2,$$

где Сi — суть константы, зависящие от начальных значений. Как видно из вышенаписанного, на больших временах флуктуации плотности растут пропорционально масштабному фактору: $$\delta\propto\eta^2\propto a(\eta).$$

Все скорости роста возмущений, приведённые в этом параграфе и в предыдущем, растут с волновым числом k, следовательно, при начальном плоском спектре возмущений на стадию коллапса раньше выходят возмущения наименьших пространственных масштабов, то есть первыми образуются объекты с меньшей массой.

Для астрономии интерес представляют объекты с массой ~105Mʘ. Дело в том, что при коллапсе тёмной материи образуется протогало. Водород и гелий, стремящиеся к его центру, начинают излучать, и при массах меньших, чем 105Mʘ, это излучение вышвыривает газ обратно на окраины протоструктуры. При бо́льших массах запускается процесс формирования первых звезд.

Важным следствием начального коллапса является то, что возникают звёзды большой массы, излучающие в жёсткой части спектра. Испущенные жёсткие кванты в свою очередь встречаются с нейтральным водородом и ионизуют его. Таким образом сразу после первой вспышки звездообразования происходит вторичная ионизация водорода.

Стадия доминирования тёмной энергии[править]

Предположим, что давление и плотность тёмной энергии не меняется со временем, то есть она описывается космологической константой. Тогда из общих уравнений для флуктуаций в космологии следует, что возмущения эволюционируют следующим образом:

\(\delta_M\propto a^3\frac{k^2}{a^2}\Phi\).

Учитывая, что потенциал при этом обратно пропорционален масштабному фактору a, это означает, что рост возмущений не происходит и их размер неизменен. Это означает, что иерархическая теория не допускает структур больше ныне наблюдаемых.

В эпоху доминирования тёмной энергии происходят два последних важных события для крупномасштабных структур: появление галактик, подобных Млечному пути — это происходит на z~2, а немного погодя — образование скоплений и сверхскоплений галактик.

Проблемы теории[править]

Иерархическая теория — логично вытекающая из современных, проверенных, представлений о формировании звезд и использующая большой арсенал математических средств, в последнее время столкнулась с целым рядом проблем, как теоретического, так, что более важно, наблюдательного характера.[21]

  1. Самая большая теоретическая проблема лежит в том месте, где происходит сшивка термодинамики и механики: без введения дополнительных не физических сил невозможно заставить два гало из тёмной материи слиться.
  2. Войды формируются скорее ближе к нашему времени, нежели к рекомбинации, однако не так давно обнаруженные абсолютно пустые пространства размерами в 300 Мпк вступают в диссонанс с этим утверждением.
  3. Также не вовремя рождаются гигантские галактики, их число в единице объёма на больших z гораздо больше того, что предсказывает теория. Более того, оно остается неизменным, когда по теории должно очень быстро расти.
  4. Данные по самым старым шаровым скоплениям не хотят мириться со вспышкой образования звезд массой порядка 100Мʘ и предпочитают звезды типа нашего Солнца.

И это лишь часть тех проблем, которые встали перед теорией.

Проблемы современных моделей[править]

Вопрос о форме Вселенной является важным открытым вопросом космологии. Говоря математическим языком, перед нами стоит проблема поиска трёхмерной топологии пространственного сечения Вселенной, то есть такой фигуры, которая наилучшим образом представляет пространственный аспект Вселенной. Общая теория относительности как локальная теория не может дать полного ответа на этот вопрос, хотя некоторые ограничения вводит и она.

Во-первых, неизвестно, является ли Вселенная глобально пространственно плоской, то есть применимы ли законы Евклидовой геометрии на самых больших масштабах. В настоящее время большинство космологов полагают, что наблюдаемая Вселенная очень близка к пространственно плоской с локальными складками, где массивные объекты искажают пространство-время. Это мнение было подтверждено последними данными WMAP, рассматривающими «акустические осцилляции» в температурных отклонениях реликтового излучения.

Во-вторых, неизвестно, является ли Вселенная односвязной или многосвязной. Согласно стандартной модели расширения, Вселенная не имеет пространственных границ, но может быть пространственно конечна. Это может быть понято на примере двумерной аналогии: поверхность сферы не имеет границ, но имеет ограниченную площадь, причём кривизна сферы постоянна. Если Вселенная действительно пространственно ограничена, то в некоторых её моделях, двигаясь по прямой линии в любом направлении, можно попасть в отправную точку путешествия (в некоторых случаях это невозможно из-за эволюции пространства-времени[24]).

В-третьих, существуют предположения, что Вселенная изначально родилась вращающейся. Классическим представлением о зарождении является идея об изотропности Большого взрыва, то есть о распространении энергии одинаково во все стороны. Однако появилась и получила некоторое подтверждение конкурирующая гипотеза: группа исследователей из Мичиганского университета под руководством профессора физики Майкла Лонго (Michael Longo) установила, что спиральные рукава галактик, закрученные против часовой стрелки, встречаются на 7 % чаще, чем галактики с «противоположной ориентацией», что может свидетельствовать о наличии изначального момента вращения Вселенной. Данная гипотеза должна быть также проверена наблюдениями в Южном полушарии.[25]


Теория Большого взрыва (теория горячей Вселенной)[править]

Эта теория отвечает на вопросы: «Существовала ли Вселенная вечно или она появилась из чего-то? А если была рождена, то как она развивалась в первые секунды своей жизни?» Исторически, существовала и альтернативная теория, так называемая теория холодной Вселенной, но на данный момент веских причин для сомнения в теории Большого Взрыва нет.

В этой теории событие, положившее начало Вселенной, называется Большой взрыв, оставляя за скобками все вопросы о природе этого взрыва. Важно, что в момент взрыва вся энергия нынешней Вселенной содержалась в маленьком объеме, а значит температура была очень высокой. Именно благодаря высокой температуре и плотности появились первые элементарные частицы, которые при дальнейшем увеличении размера Вселенной и ее остывании начали складываться сначала в частицы посложнее, а потом дело дошло и до обычных протонов, нейтронов, позитронов и т. д. По ходу оставляя вопрос: «Почему античастиц оказалась меньше чем частиц?» — и вводя руками условие доминирования частиц над античастицами (по последним данным на миллион античастиц должно было приходиться миллион и одна частица), можно построить теорию о первичном нуклеосинтезе, которая, вцелом, неплохо ложится на наблюдаемые данные.

Так же довольно хорошо объясняется и реликтовый фон — это оставшееся наследство от момента, когда еще все вещество было ионизованным и не могло сопротивляться давлению света. Иными словами, реликтовый фон это остаток «фотосферы Вселенной».

Модель расширяющейся Вселенной[править]

Модель расширяющейся Вселенной описывает и пытается объяснить сам факт расширения. В общем случае игнорируется, когда и почему Вселеннная начала расширяться. То есть, теория Большого Взрыва — лишь частный случай Модели расширяющейся Вселенной. В основе любых моделей расширяющейся вселенной лежит ОТО и ее геометрический взгляд на природу гравитации. Выбор ОТО диктует нам выбор системы координат, относительно которой мы рассматриваем расширение Вселенной. А в ОТО 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 намертво «посажены» галактики. Такую систему координат называют сопутсвующей. Начало же отсчета обычно прикрепляют к наблюдателю.

Однако, в современном представлении рассматривать одну теорию от другой уже не имеет смысла. А такой подход вынуждает добавить инфляционную фазу.


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. Границей космического светового горизонта является расстояние 24 Гигапарсека. Действительное расстояние до границы наблюдаемой Вселенной больше благодаря всё увеличивающейся скорости расширения Вселенной и оценивается в 93 миллиарда световых лет.


Наблюдения[править]

Космологическое красное смещение[править]

Эпохальное открытие XX века, положившее начало современной космологии. В 1929 г. Эдвин Хаббл по наблюдениям местной группы галактик установил два факта:

  1. Все далекие галактики от нас удаляются.
  2. Чем больше расстояние, тем быстрее это происходит. И закон разбегания V=H0r. Где H0 постоянная, ныне называемой 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. Если проэкстраполировать это расширение во времении, придем к гравитационной сингулярности, абстрактному математическому понятию, которое может соответствовать или не соответствовать реальности. Но ведь можно и проэкстраполировать до того момента, пока мы уверены в работоспособности современнных законов физики, что и было сделано Гамовым в 1946 г., положившим начало теории о Большом Взрыве.

Далекие объекты[править]

Далекие объекты важны для изучения Вселенной по двум причинам:

  1. Большая дальность означает большая удаленнность по времени, то есть далекие объекты несут информацию о ранних этапах жизни Вселенной.
  2. Они своего рода прожектор, в лучах которого мы можем наблюдать то, что без него в силу наших технологических ограничений наблюдать бы не могли.

Наблюдения ведутся с помощью спектроскопии и фотометрии в инфракрасном диапозоне, куда из-за красного смещения переезжает крайне важный для астрофизики оптический диапозон и линия Lα.

Квазары[править]

Эффект Гана-Петерсона

Суть эффекта такова. Облако нейтрального водорода эффективно поглощают свет на длинах волн от Lα(1216 Å) до лаймановский предела, образую в спектре источника т. н. «Lα-лес». Излучение, изначально более коротковолновое, чем на пути к нам из-за расширения Вселенной поглощается там, где его длина волны сравняется. Сечение взаимодействия очень большое и расчет показывает, что малой доли нейтрального водорода достаточно для создания большой дисперсии 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.
Эффект Гана-Петерсона наблюдается в спектрах квазаров с красным смещением z>6. Отсюда делается вывод что эпоха ионизации межгалактического газа началась с z≈6.

Гамма-всплеск[править]

Гамма-всплески — внезапные кратковременные повышения интенсивности космического гамма-излучения с энергией в десятки и сотни кэВ.[26] Из оценок расстояний до гамма-всплесков можно сделать вывод, что излучаемая ими энергия в гамма-дипазоне равна 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 — далекие объекты. На данный момент самым далеким 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 ученых соглашается, с утверждением, что прародителем гамма всплеска являются объекты звездной массы.[27]

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 следущем:[27]

  1. Так как прародителем гамма-всплеска является объект звездной 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. Cпектр гамма-всплеска — непрерывный, то есть не содержит спектральных линий, что упрощает изучение свойств межгалактической среды.
  3. Гамма-всплески чуть ли не идеальный способ изучать межгалактическую среду до эпохи реионизации. Т.к их влияние на межгалактическую среду на 10 порядков меньше, нежели квазаров, из-за малого времени жизни объекта.
Изучение межгалактической среды
Изучение физических условий в родительских галактиках
Изучение процессов формирование звезд на больших красных смещениях

Гравитационная линза[править]

Крупномасштабная структура[править]

Крупномасштабное распределение вещества — распределение вещества в пространстве на больших масштабах (>1Мпк). Структура Вселенной на больших масштабах должна отражать процесс эволюции Вселенной как единого целого. Существует два метода наблюдения крупномасштабной структуры:

  1. Непосредственные измерения пространственных координат (небесных координат и красных смещений) светящихся объектов (главным образом галактик) и статистическая обработка соответствующих наблюдательных данных. Этот метод в настоящее время позволяет исследовать распределение светящегося вещества на масштабах до сотен Мпк.
  2. Анализ эффектов гравитационного линзирования, позволяющий изучать структуру скрытой массы, доступной для наблюдения только по проявлениям в гравитационном взаимодействии. Хотя объем данных по гравитационным линзам к настоящему времени не очень велик, этот метод позволяет анализировать распределение скрытой массы на масштабах десятков Мпк.

Первый подход — классический, первым его применил гершель для исселедования структуры Млечного Пути. Совремнные аналогами можно назвать спектроскопический обзор 2df (2 degree Field galaxy Redshift Survey), SDSS, обзор APM

2df-Охват неба составлял ~5 % неба, среднее z=0.11 (~500Мпк), количество объектов ~220 000.

При переходе к масштабам сотен мегапарсек флуктуации сглаживаются и распределение видимого вещества становитя однородным. На рисунке отчетливо видно, что галактики образуют губкообразную клочковатую структуру.

Реликтовый фон[править]

Реликтовый фон — чернотельное однородное излучение с средней температурой 2,72 К. Считается остатком большого Взрыва. Примечателен двумя вещами:

  1. Фактом своего существования
  2. Величиной амплитуд флуктуаций и наличием их распределения амплитуд в спектре на масштабах около одного градуса («сахаровские колебания»).

Факт существования крайне нетривиален: если Вселенная существовала вечно, то неясна причина существования реликтового излучения, 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.

Факт зависимости температуры реликтового фона от красного смещения проверен по наблюдениям у квазаров с z≈1.8 по линиям сверхтонкой структуры нейтрального углерода, для которых кванты с T≈7.5К играют роль накачки, обеспечивая заселенность уровней.

Энтропия Вселенной[править]

Также, по наблюдениям реликтового фона можно определить энтропию Вселенной, она с точностью до численного коээфициента равна отношению концентрации равновесных фотонов nγ к концентрации барионов nb.

Выразим nb через критическую плотность и долю барионов:

\(n_b=\frac{\rho_cr}{m_p}=1.124\cdot 10^{-5}\Omega_b h^2_{100}\)

где \(h^2_{100}\) — современное значение Хаббла выраженное в единицах 100 км/(c Мпк), и учитывая, что для реликтового излучения с T=2.73К.

\(n_\gamma\approx 420(1+z)^3\) cм−3

Получаем

\(\eta\simeq n_b/n_{\gamma}\approx 2.7\cdot 10^{-8}\Omega_b h_{100}^2\sim 10^{-9}\)

Флуктуации реликтового фона[править]

Согласно данным НАСА, полученным с помощью WMAP, возраст Вселенной от момента Большого взрыва был оценён в 13,7 миллиарда лет с погрешностью в один процент. Данная оценка основывается на предположении, что лежащая в её основе модель для анализа данных корректна. Другие методы оценки возраста Вселенной дают другие результаты.


Теория эволюции крупномасштабных структур[править]

Судьба Вселенной[править]

В зависимости от средней плотности материи и энергии во Вселенной, она или будет продолжать вечное расширение, или будет гравитационно замедляться и, в конце концов, схлопнется обратно в себя в Большом сжатии. Данные, имеющиеся в настоящее время, позволяют утверждать, что не только материи и энергии недостаточно, чтобы вызвать сжатие, но и что расширение Вселенной происходит с ускорением. Другие идеи о судьбе Вселенной включают теории Большого разрыва, Большого замерзания и тепловой смерти Вселенной.

Проблемы современных моделей[править]

Вопрос о форме Вселенной является важным открытым вопросом космологии. Говоря математическим языком, перед нами стоит проблема поиска такой трёхмерной фигуры, которая наилучшим образом представляет пространственный аспект Вселенной.

Во-первых, неизвестно, является ли Вселенная пространственно плоской, то есть применимы ли законы Евклидовой геометрии на самых больших масштабах. В настоящее время большинство космологов полагают, что наблюдаемая Вселенная очень близка к пространственно плоской, с локальными складками, где массивные объекты искажают пространство-время. Это мнение было подтверждено последними данными WMAP, рассматривающими «акустические осцилляции» в температурных отклонениях реликтового излучения.

Во-вторых, неизвестно, является ли Вселенная односвязной или многосвязной. Согласно стандартной модели Большого взрыва, Вселенная не имеет пространственных границ, но может быть пространственно ограничена. Это может быть понято на примере двумерной аналогии: поверхность сферы не имеет границ, но имеет ограниченную площадь, причём кривизна сферы постоянна в третьем измерении. Если Вселенная действительно пространственно ограничена, то, двигаясь по прямой линии в любом направлении, можно попасть в отправную точку путешествия.

Космические струны[править]

Космические струны — гипотетические образования, существование которых выведено, чтобы объяснить строение Вселенной. По мнению космофизиков, космические струны — тонкие трубки из симметричного высокоэнергетического вакуума, пересекающие наш мир как паутина из конца в конец. Первая работа о них была написана в 1976 году Т. Кибблом из Имперского колледжа науки и техники в Лондоне. Толщина космических струн ничтожна (примерно 10 в минус тридцатой степени сантиметра), а вес одного такого сантиметра огромен (около 10 в шестнадцатой степени тонн). Если такая струна пересечет человека в поясе, его голова и ноги (по закону Всемирного тяготения) схлопнутся со скоростью 6 километров в секунду. Примерно то же произойдет и с нашей планетой — струна из вакуума мгновенно рассечет ее на части как проволочная яйцерезка. К счастью, ближайшие струны (если они вообще существуют) находятся, как утверждают специалисты, на расстоянии 300 миллионов световых лет от Земли.[28]

Исторические модели[править]

Космология и космогония существуют уже давно. Цивилизации Двуречья и Древний Египет имели своё представление о вселенной. Первые же более или менее научные предположения о структуре Вселенной можно отнести к периоду Древней Греции. Наиболее распространенной была концепция Пифагора-Аристотеля-Птолемея, согласно которой в центре не имеющей начала во времени Вселенной (космоса) находится Земля, по орбитам вокруг которой вращаются планеты, включая Солнце, а на самом краю того, что для них было Вселенной, они помещали звёзды, вращавшиесся точно так же вокруг Земли, как и планеты и Солнце. Учение Демокрита о бесконечности Вселенной и множественности обитаемых миров имело меньшую популярность. За столетия улучшенные наблюдения и теории о силе тяжести, позволили Копернику и Ньютону создать гелиоцентрическую модель Вселенной, что помещала Землю на орбиту вокруг Солнца. Дальнейшее развитие астрономии привело к открытию Млечного пути, других галактик и реликтового излучения. Точные исследования распределения галактик в пространстве и исследование их спектров формируют современную космологию.

Мультивселенная[править]

Согласно некоторым предположениям, наша Вселенная это лишь часть от огромного множества других Вселенных, совокупность которых называется Мультивселенной (Метавселенной). Хаотическая теория инфляции предполагает бесконечное разнообразие Вселенных, каждая из которых имеет различные от других физические константы.[29] В другой теории Вселенные различаются по квантовому измерению.[30] По определению эти предположения нельзя экспериментально проверить.

Другие термины[править]

В историческом плане для обозначения «всего пространства» использовались различные слова, включая эквиваленты и варианты из различных языков, такие как «небесная сфера», «космос», «мир». Использовался также термин «макрокосмос», хотя он предназначен для определения систем большого масштаба, включая их подсистемы и части. Аналогично, микрокосмос используется для обозначения систем малого масштаба в составе гораздо большей системы, частью которой является исходная система.

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 [31] 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 протяжённость Вселенной составляет не менее 93 миллиардов световых лет, при наблюдаемой части всего в 13,3 млрд св.л.[32][33]

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.

Примечания[править]

  1. Вселенная — статья из Большой советской энциклопедии
  2. Сурдин В. Г. Определение Вселенной.
  3. Ожегов. Вселенная // Толковый словарь русского языка.>
  4. а б Вселенная//Новая философская энциклопеди.
  5. S. Capozziello and M. Francaviglia «Extended theories of gravity and their cosmological and astrophysical applications» // General Relativity and Gravitation. — 2008. — Т. 40. — С. 357—420.
  6. Но не только в Солнечной системе — эффекты ОТО хорошо изучены и в сильных полях тесных двойных звёзд, впрочем, с теми же характерными размерами.
  7. а б М. В. Сажин. Современная космология в популярном изложении. — Москва: УРСС, 2002. — С. 145-148. — 240 с. — ISBN 5-354-00012-2>
  8. а б в А.В. Засов.,К.А. Постнов. Общая Астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 421-432. — 496 с. — ISBN 5-85099-169-7>
  9. а б Майкл Роуэн-Робинсон. Космология = Cosmology ‭. — М.-Ижевск: НИЦ "Регулярная и хаотическая динамика", 2008. — С. 96-102. — 256 с. — ISBN 976-5-93972-659-7>
  10. [0806.1065 B2FH, the Cosmic Microwave Background and Cosmology]
  11. а б И. М. Капитонов. Введение в физику ядра и частиц. — Москва: УРСС, 2002. — С. 251-259. — 384 с. — ISBN 5-354-00058-0>
  12. М. В. Сажин. Современная космология в популярном изложении. — Москва: УРСС, 2002. — С. 144. — 240 с. — ISBN 5-354-00012-2>
  13. М. В. Сажин. Современная космология в популярном изложении. — Москва: УРСС, 2002. — С. 104-106. — 240 с. — ISBN 5-354-00012-2>
  14. Перевод «Официального Сайта Теории Суперструн».
  15. Lev Kofman, Linde Andrei, Starobinsky Alexei A. «Reheating after inflation». — 1994.
  16. Астрономия XXI век. — 2-е. — Фрязино: Век 2, 2008. — С. 414-416. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-181-4>
  17. Victor J Stenger Is the Universe fine-tuned for us?.(англ.)
  18. Tegmark Max «The Interpretation of Quantum Mechanics: Many Worlds or Many Words?». — 1998.
  19. Брайан Грин Элегантная Вселенная: Суперструны, скрытые размерности и поиски окончательной теории. — 1999. — 464 с. — ISBN 0-375-70811-1>
  20. "Космология. При чем же тут теория струн?". Перевод "Официального Сайта Теории Суперструн". Archived from the original on 2011-08-22. Retrieved 15 мая 2010.  Check date values in: |accessdate= (help)
  21. а б Gibson C. H., Schild R. E. «Evolution Of Proto-Galaxy-Clusters To Their Present Form: Theory And Observation». — 2010.
  22. а б Д.С. Горбунов, В.А. Рубоков. Джинсовская неустойчивость в ньютоновой теории тяготения // Введение в теорию ранней Вселенной:Космологические возмущения. Инфляционная теория. — Москва: Краснад, 2010. — ISBN 978-5-396-00046-9>
  23. Д.С. Горбунов, В.А. Рубоков. Скалярные возмущения: результаты для однокомпонентных сред. // Введение в теорию ранней Вселенной:Космологические возмущения. Инфляционная теория. — Москва: Краснад, 2010. — ISBN 978-5-396-00046-9>
  24. Л.Д. Ландау, Е.М. Лифшиц. Теория поля. — Москва: Физматлит, 2006. — С. 493-494.>
  25. Longo Michael J. «Detection of a dipole in the handedness of spiral galaxies with redshifts z~0.04». — 2011.
  26. Гамма всплески на астронете
  27. а б ABRAHAM LOEB, VOLKER BROMM (2007-06-18). "GRB Cosmology". 
  28. М.Сажин. "Загадки космических струн". 
  29. Is the Universe fine-tuned for us? Victor J Stenger(англ.)
  30. Интерпретация квантовой механики. Много миров или много слов?(англ.)
  31. Результаты исследований NASA(англ.)
  32. Lineweaver, Charles; Tamara M. Davis (2005). "Misconceptions about the Big Bang". Scientific American. Retrieved 2008-10-08.  (англ.)
  33. Была найдена самая далекая Галактика(русск.)

См. также[править]

Ссылки[править]