Стратегия ускорения в действии

Нобе­лев­ская пре­мия по физи­ке 2011 года была вру­че­на «за откры­тие уско­рен­но­го рас­ши­ре­ния все­лен­ной посред­ством наблю­де­ния дале­ких сверх­но­вых». Рабо­та была выпол­не­на дву­мя кон­ку­ри­ру­ю­щи­ми груп­па­ми наблю­да­те­лей, и сей­час их выво­ды под­твер­жда­ют­ся боль­шим набо­ром экс­пе­ри­мен­таль­ных дан­ных.

Обсер­ва­то­рия Сьер­ро Толо­ло в Чили. На перед­нем плане 4-мет­ро­вый теле­скоп Blanco. Фото: M. Urzúa Zuñiga/​Gemini Observatory

Одним абза­цем совре­мен­ную аст­ро­но­ми­че­скую кар­ти­ну мира, начи­ная с самых про­стых фак­тов, мож­но опи­сать так. Мы живем на шаро­об­раз­ной Зем­ле, кото­рая, как и дру­гие пла­не­ты, вра­ща­ет­ся вокруг Солн­ца. Солн­це — звез­да, вме­сте с еще несколь­ки­ми сот­ня­ми мил­ли­ар­дов подоб­ных све­тил оно вхо­дит в состав Галак­ти­ки. Кро­ме звезд в состав галак­ти­ки вхо­дит меж­звезд­ная сре­да — газ и пыль, из кото­рой звез­ды могут рож­дать­ся и кото­рую звез­ды обо­га­ща­ют, выбра­сы­вая веще­ство на про­тя­же­нии сво­ей эво­лю­ции. Наша Галак­ти­ка лишь одна из мно­гих. В доступ­ной для наблю­де­ния обла­сти все­лен­ной есть несколь­ко сотен мил­ли­ар­дов круп­ных галак­тик. Все­лен­ная эво­лю­ци­о­ни­ру­ет. Дале­кие галак­ти­ки уда­ля­ют­ся друг от дру­га из-за рас­ши­ре­ния все­лен­ной, начав­ше­го­ся 1314 мил­ли­ар­дов лет назад. Кро­ме обыч­но­го веще­ства, состав­ля­ю­ще­го лишь око­ло 5% плот­но­сти все­лен­ной, суще­ству­ют тем­ное веще­ство (око­ло чет­вер­ти плот­но­сти) и тем­ная энер­гия (око­ло 70 %). Из-за тем­ной энер­гии все­лен­ная рас­ши­ря­ет­ся уско­рен­но послед­ние несколь­ко мил­ли­ар­дов лет. Вот за откры­тие послед­не­го фак­та и вру­че­на Нобе­лев­ская пре­мия.

Трое уче­ных, полу­чив­ших пре­мию, явля­ют­ся лиде­ра­ми двух раз­ных меж­ду­на­род­ных иссле­до­ва­тель­ских групп, кото­рые про­во­ди­ли неза­ви­си­мые иссле­до­ва­ния по сход­ным мето­ди­кам, исполь­зуя более-менее одни и те же инстру­мен­ты. Сол Перлмут­тер (S. Perlmutter) из Лоурен­сов­ской наци­о­наль­ной лабо­ра­то­рии в Берк­ли воз­глав­лял Supernova Cosmology Project. Брай­ан Шмидт (B. Schmidt), рабо­тав­ший в 1998 г. в австра­лий­ских обсер­ва­то­ри­ях Маунт-Стром­ло и Сай­динг Спрингс, и Адам Рис (A. Riess) из уни­вер­си­те­та Кали­фор­нии в Берк­ли (сей­час он рабо­та­ет в уни­вер­си­те­те Джон­са Хоп­кин­са и Инсти­ту­те кос­ми­че­ско­го теле­ско­па, США) вхо­ди­ли в High-Z Supernova Search Team. В 1998 г. они пред­ста­ви­ли резуль­та­ты обра­бот­ки дан­ных по несколь­ким десят­кам сверх­но­вых типа Ia на крас­ных сме­ще­ни­ях при­мер­но 0,16−0,83, что соот­вет­ству­ет вре­ме­ни от при­мер­но 2 до 7 мил­ли­ар­дов лет назад.

Сверх­но­вые откры­ва­ли в основ­ном на 4-мет­ро­вом теле­ско­пе в обсер­ва­то­рии Сьер­ро Толо­ло (Cerro Tololo) в Чили, а потом про­во­ди­лись наблю­де­ния на более круп­ных инстру­мен­тах (напри­мер, на теле­ско­пах им. Кека), что­бы опре­де­лить крас­ные сме­ще­ния. Ито­гом ста­ли два спис­ка из несколь­ких десят­ков дале­ких сверх­но­вых типа Ia, для кото­рых были извест­ны и рас­сто­я­ния, и (неза­ви­си­мо) крас­ные сме­ще­ния.

Рису­нок 1. Откло­не­ния дан­ных по сверх­но­вым от пред­ска­за­ний стан­дарт­ных моде­лей и наи­луч­шая кри­вая, опи­сы­ва­ю­щая дан­ные. На верх­нем рисун­ке пока­за­на так назы­ва­е­мая диа­грам­ма Хаб­б­ла для сверх­но­вых. По гори­зон­таль­ной оси — крас­ное сме­ще­ние, а по вер­ти­каль­ной — раз­ность види­мой и абсо­лют­ной звезд­ной вели­чи­ны. На ниж­нем рисун­ке пока­за­но откло­не­ние раз­но­сти види­мой и абсо­лют­ной звезд­ной вели­чи­ны от пред­ска­за­ний одной из стан­дарт­ных моде­лей. В этой моде­ли вся плот­ность обес­пе­чи­ва­ет­ся обыч­ной (вклю­чая тем­ную) мате­ри­ей и состав­ля­ет 0,2 от кри­ти­че­ской плот­но­сти. Так­же тон­кой штри­хо­вой лини­ей пока­за­на модель для плос­кой все­лен­ной, цели­ком состо­я­щей из обыч­но­го веще­ства. сплош­ной жир­ной лини­ей пока­за­на модель, наи­луч­шим обра­зом опи­сы­ва­ю­щая дан­ные наблю­де­ний сверх­но­вых. Это модель плос­кой все­лен­ной, где тем­ная энер­гия явля­ет­ся кос­мо­ло­ги­че­ской посто­ян­ной и ее вклад в пол­ную плот­ность состав­ля­ет 76 % в (из ори­ги­наль­ной рабо­ты A. Riese ET AL. arXiv: astro-ph/9805201)

Сверх­но­вые типа Ia свя­за­ны со взры­ва­ми белых кар­ли­ков, чья мас­са из-за аккре­ции веще­ства в двой­ной систе­ме пре­вы­си­ла пре­дель­ную. Они обла­да­ют важ­ной осо­бен­но­стью. Для боль­шин­ства из них мож­но опре­де­лить све­ти­мость по извест­ным пара­мет­рам изме­не­ния блес­ка. Сле­до­ва­тель­но, зная види­мый блеск и истин­ную све­ти­мость, мы можем опре­де­лить рас­сто­я­ние. Зная рас­сто­я­ния и крас­ные сме­ще­ния для несколь­ких объ­ек­тов, мы можем в рам­ках базо­вой кос­мо­ло­ги­че­ской моде­ли опре­де­лять раз­лич­ные пара­мет­ры, опи­сы­ва­ю­щие дина­ми­ку рас­ши­ре­ния все­лен­ной.

Изме­ре­ния и обра­бот­ка дан­ных пока­за­ли, что сверх­но­вые нахо­дят­ся немно­го (про­цен­тов на 10–15) даль­ше, чем долж­ны были бы, если бы рас­ши­ре­ние все­лен­ной замед­ля­лось. Здесь важ­но вспом­нить, что дава­ли на тот момент дру­гие дан­ные наблю­де­ний. С одной сто­ро­ны, наблю­де­ния релик­то­во­го фона гово­ри­ли, что плот­ность все­лен­ной долж­на быть близ­ка к кри­ти­че­ской. Кри­ти­че­ская плот­ность соот­вет­ству­ет «плос­кой» все­лен­ной, темп рас­ши­ре­ния кото­рой будет замед­лять­ся, стре­мясь к нулю, если все­лен­ная запол­не­на обыч­ным веще­ством. Авто­ры работ по сверх­но­вым пока­за­ли, что если плот­ность рав­на кри­ти­че­ской и опре­де­ля­ет­ся обыч­ным (вклю­чая тем­ное) веще­ством, то такая модель совсем не выдер­жи­ва­ет срав­не­ния с их дан­ны­ми. С дру­гой сто­ро­ны, мно­гие рабо­ты гово­ри­ли, что обыч­но­го (опять-таки, вклю­чая и тем­ное) веще­ства — при­мер­но 20 % от пол­ной плот­но­сти. И сно­ва авто­ры пока­за­ли, что модель, в кото­рой есть толь­ко обыч­ное веще­ство с плот­но­стью 0,2 кри­ти­че­ской, не соот­вет­ству­ет дей­стви­тель­но­сти, если исполь­зо­вать их резуль­та­ты. Тогда был добав­лен новый пара­метр, соот­вет­ству­ю­щий вкла­ду чего-то, что вно­сит поло­жи­тель­ный вклад в плот­ность, но при­во­дит не к тор­мо­же­нию рас­ши­ре­ния, а к его уско­ре­нию. Такое нечто долж­но обла­дать отри­ца­тель­ным дав­ле­ни­ем, и к 1998 г. тео­ре­ти­ка­ми уже было при­ду­ма­но несколь­ко воз­мож­но­стей для такой невоз­мож­ной суб­стан­ции.

Впер­вые о воз­мож­но­сти суще­ство­ва­ния чего-то со свой­ства­ми «анти­гра­ви­та­ции» (т.е. отри­ца­тель­но­го дав­ле­ния) в кос­мо­ло­ги­че­ских моде­лях заго­во­рил Эйн­штейн. Он ввел в урав­не­ние для дина­ми­ки все­лен­ной так назы­ва­е­мый «лямб­да-член», что­бы урав­но­ве­сить силы гра­ви­та­ции, стре­мя­щи­е­ся все сжать и полу­чить ста­ци­о­нар­ную все­лен­ную. Впо­след­ствии, с лег­кой руки Геор­гия Гамо­ва, ста­ли гово­рить, что поз­же сам Эйн­штейн счи­тал вве­де­ние лямб­да-чле­на сво­ей самой боль­шой ошиб­кой, хотя неза­ви­си­мые источ­ни­ки не под­твер­жда­ют столь рез­ко­го суж­де­ния вели­ко­го физи­ка. Затем моде­ли все­лен­ной, рас­ши­ря­ю­щей­ся с огром­ной ско­ро­стью, ана­ли­зи­ро­ва­ли де Сит­тер и дру­гие уче­ные, но все это нико­гда не при­ме­ря­ли на совре­мен­ное состо­я­ние все­лен­ной. Несколь­ко поз­же ста­дия типа десит­те­ров­ской ста­ла даже стан­дарт­ным эле­мен­том кос­мо­ло­ги­че­ской кар­ти­ны.

Рису­нок 2. Дан­ные по сверх­но­вым на плос­ко­сти «вклад тем­ной энер­гии — вклад обыч­но­го веще­ства». Отме­че­ны обла­сти, соот­вет­ству­ю­щие веч­но­му рас­ши­ре­нию (в пред­по­ло­же­нии о том, что тем­ная энер­гия — это кос­мо­ло­ги­че­ская посто­ян­ная) и смене рас­ши­ре­ния сжа­ти­ем. Нари­со­ва­на линия, соот­вет­ству­ю­щая плос­кой все­лен­ной. Вид­но, что на уровне досто­вер­но­сти выше 90% модель без тем­ной энер­гии не «про­хо­дит» (из ори­ги­наль­ной рабо­ты S. Perlmutter et al. arXiv: astro-ph/9812133)

Начи­ная с сере­ди­ны 60-х годов ведет свою исто­рию модель инфля­ци­он­ной все­лен­ной, появив­ша­я­ся в оформ­лен­ном виде уже в 80-х. Она гла­сит, что в очень ран­ней исто­рии наше­го мира, спу­стя при­мер­но 10-36 с после фор­маль­но­го момен­та «ноль», был корот­кий, дли­тель­но­стью око­ло 10-33 с, эпи­зод очень быст­ро­го рас­ши­ре­ния под дей­стви­ем спе­ци­аль­но­го поля — инфла­то­на. Имен­но ста­дия инфля­ции сде­ла­ла нашу все­лен­ную плос­кой, одно­род­ной и изо­троп­ной, имен­но рас­пад инфла­то­на сде­лал все­лен­ную горя­чей. Но, опять же, обсуж­де­ния тако­го уско­рен­но­го рас­ши­ре­ния не име­ло отно­ше­ния к совре­мен­но­сти.

То нечто с отри­ца­тель­ным дав­ле­ни­ем, что мы име­ем сей­час, при­ня­то назы­вать тем­ной энер­ги­ей. Назва­ние было пред­ло­же­но Май­к­лом Тер­не­ром (M. Turner) в 1999 г. При­ро­да ее неяс­на. Может быть, это какое-то рас­па­да­ю­ще­е­ся поле, а пото­му наблю­да­ю­ще­е­ся уско­ре­ние — лишь эпи­зод, а потом сно­ва нач­нет­ся замед­ле­ние рас­ши­ре­ния. Может быть, мы име­ем дело с клас­си­че­ским лямб­да-чле­ном (или, как еще гово­рят, с кос­мо­ло­ги­че­ской посто­ян­ной), кото­рый «про­ти­во­сто­ит» гра­ви­та­ции. Тогда, начав раз доми­ни­ро­вать в дина­ми­ке эво­лю­ции все­лен­ной, тем­ная энер­гия про­дол­жит уско­рять рас­ши­ре­ние. Окрест­но­сти нашей Мест­ной груп­пы галак­тик будут посте­пен­но редеть. Нако­нец, может быть, мы име­ем дело с полем, кото­рое будет не про­сто уско­рять рас­ши­ре­ние все­лен­ной, но ста­нет настоль­ко суще­ствен­ным, что нач­нет раз­ры­вать и свя­зан­ные струк­ту­ры типа галак­тик или, в кон­це кон­цов, звезд, пла­нет и их оби­та­те­лей. Это модель так назы­ва­е­мо­го Боль­шо­го Раз­ры­ва (Big Rip). Она не поль­зу­ет­ся боль­шой попу­ляр­но­стью, но пока нель­зя ска­зать, что она пол­но­стью закры­та. Что мы зна­ем о тем­ной энер­гии сей­час? Во-пер­вых, уже бла­го­да­ря рабо­там Перлмут­те­ра, Риса, Шмид­та и их кол­лег мы узна­ли, что она есть. Резуль­та­ты по сверх­но­вым пыта­лись кри­ти­ко­вать, посколь­ку авто­ры дела­ли силь­ную экс­тра­по­ля­цию. Они при­ме­ня­ли наши зна­ния о близ­ких сверх­но­вых Ia к дале­ким объ­ек­там. Одна­ко на сего­дняш­ний день есть целый ком­плекс дан­ных, сви­де­тель­ству­ю­щих в поль­зу суще­ство­ва­ния тем­ной энер­гии, т.е. в поль­зу того, что каче­ствен­но резуль­та­ты 1998 г. вер­ны. Объ­еди­няя вме­сте дан­ные по сверх­но­вым (кото­рых теперь намно­го боль­ше, чем 13 лет назад, не десят­ки, а сот­ни), по релик­то­во­му излу­че­нию, раз­лич­ные дан­ные по про­стран­ствен­но­му рас­пре­де­ле­нию галак­тик, по так назы­ва­е­мо­му сла­бо­му лин­зи­ро­ва­нию и мно­гие дру­гие, в рам­ках стан­дарт­но­го сце­на­рия (изо­троп­ная и одно­род­ная все­лен­ная, вер­ность Общей тео­рии отно­си­тель­но­сти и т.д.) вклад тем­ной энер­гии в пол­ную плот­ность оце­ни­ва­ет­ся в 70–80%.

Во-вто­рых, мы зна­ем, что тем­ная энер­гия нача­ла доми­ни­ро­вать в дина­ми­ке рас­ши­ре­ния все­лен­ной не так уж дав­но — око­ло 7 мил­ли­ар­дов лет назад. В-тре­тьих, тем­ная энер­гия рав­но­мер­но рас­пре­де­ле­на вез­де и не пока­зы­ва­ет ника­кой тен­ден­ции к «ску­чи­ва­нию». В-чет­вер­тых, мы зна­ем, что совре­мен­ные дан­ные по тем­ной энер­гии не тре­бу­ют ее силь­ной эво­лю­ции со вре­ме­нем. Соб­ствен­но, на совре­мен­ном уровне точ­но­сти эво­лю­ция тем­ной энер­гии про­сто не вид­на, а ее свой­ства могут быть опи­са­ны стан­дарт­ной кос­мо­ло­ги­че­ской посто­ян­ной.

Что­бы разо­брать­ся в том, что же такое тем­ная энер­гия, нуж­ны новые дан­ные наблю­де­ний и уси­лия тео­ре­ти­ков. В бли­жай­шем буду­щем пла­ни­ру­ет­ся вве­сти в строй новые инстру­мен­ты для уточ­не­ния кос­мо­ло­ги­че­ских пара­мет­ров и выяв­ле­ния дета­лей дина­ми­ки про­шед­шей эво­лю­ции все­лен­ной. Это поз­во­лит отбро­сить мно­гие моде­ли. Далее, тео­ре­ти­ки будут про­дол­жать стро­ить моде­ли, в кото­рых тем­ная энер­гия воз­ни­ка­ет есте­ствен­ным обра­зом. Для про­вер­ки же (и вдох­нов­ле­ния) таких моде­лей нуж­ны раз­лич­ные уси­лия экс­пе­ри­мен­та­то­ров, при­чем не толь­ко аст­ро­но­мов. Речь идет не толь­ко, ска­жем, об уско­ри­тель­ных экс­пе­ри­мен­тах, но и об экс­пе­ри­мен­тах по изу­че­нию свойств гра­ви­та­ции (про­вер­ке зако­на все­мир­но­го тяго­те­ния) в малых мас­шта­бах — на уровне мил­ли­мет­ров и менее.

Вру­че­ние Нобе­лев­ской пре­мии за послед­ний (на сего­дняш­ний день) важ­ный факт, фор­ми­ру­ю­щий нашу кос­мо­ло­ги­че­скую кар­ти­ну мира, про­ве­рен­ный неза­ви­си­мы­ми изме­ре­ни­я­ми и ста­вя­щий слож­ные важ­ные зада­чи и перед аст­ро­но­ма­ми-наблю­да­те­ля­ми, и перед экс­пе­ри­мен­та­то­ра­ми в лабо­ра­то­ри­ях, и перед тео­ре­ти­ка­ми, рабо­та­ю­щи­ми в раз­ных обла­стях, пред­став­ля­ет­ся более чем вер­ным реше­ни­ем. Но нет сомне­ний, что в буду­щем пре­мии еще ждут тех, кто отве­тит на вопрос: «А что же всё-таки сто­ит за явле­ни­ем, обна­ру­жен­ным лау­ре­а­та­ми 2011 года?»

Сер­гей Попов

Если вы нашли ошиб­ку, пожа­луй­ста, выде­ли­те фраг­мент тек­ста и нажми­те Ctrl+Enter.

Связанные статьи

11 комментариев

  1. Поправь­те под­пись к пер­вой кар­тин­ке: 76% тем­ной энер­гии, а не мате­рии.

  2. Уж если пошли поправ­ки, то в тек­сте «за откры­тие уско­рен­но­го рас­ши­ре­ния все­лен­ной посред­ством наблю­де­ния дале­ких сверх­но­вых» «Все­лен­ную» надо писать с боль­шой бук­вы.

    1. Есть такой, на мой взгляд, пра­виль­ный под­ход, когда наблю­да­е­мую область пишут с малень­кой бук­вы, а «фило­соф­скую» боль­шую Все­лен­ную – с боль­шой.
      Разу­ме­ет­ся, это чисто «фило­ло­ги­че­ская» вещь, и к физи­че­ской сути осо­бо­го отно­ше­ния не име­ет.

  3. Сер­гей, вчи­тай­тесь еще раз: «за откры­тие уско­рен­но­го рас­ши­ре­ния все­лен­ной посред­ством наблю­де­ния дале­ких сверх­но­вых». Все­лен­ная здесь как область? Что-то вы зара­бо­та­лись.

  4. Сер­гей, вчи­тай­тесь еще раз: «за откры­тие уско­рен­но­го рас­ши­ре­ния все­лен­ной посред­ством наблю­де­ния дале­ких сверх­но­вых». Все­лен­ная – это область? Похо­же вы либо зара­бо­та­лись, либо не кри­тич­ны по отно­ше­нию к себе.

    1. Это имен­но область: наблю­да­е­мая часть Все­лен­ной. В дру­гих частях может быть все что угод­но. Поэто­му преж­де, чем гру­бить, изу­чи­те мат­часть.

      1. Ува­жа­е­мый Борис, попро­буй­те еще раз вчи­тать­ся в текст или пого­во­ри­те с Мак­си­мом Бори­со­вым. Он тон­ко пони­ма­ет рус­ский язык. И не надо упор­ство­вать в сво­ем заблуж­де­нии. За рас­ши­ря­ю­щей­ся Все­лен­ной может быть все, что угод­но, в том чис­ле и дру­гие все­лен­ные.

        1. Я не думаю, что здесь непре­мен­ный повод для веде­ния каких-то жест­ких прин­ци­пи­аль­ных спо­ров. Ну да, я бы писал ина­че, но я про­сто скло­нен в таких слу­ча­ях к фор­маль­ным и одно­знач­ным реше­ни­ям, как раз без тон­ко­стей (ср. с «Интер­не­том» – писать всю­ду с про­пис­ной и не замо­ра­чи­вать­ся раз­ли­че­ни­ем, где по смыс­лу яко­бы луч­ше напи­сать со строч­ной…).

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Оценить: 
Звёзд: 1Звёзд: 2Звёзд: 3Звёзд: 4Звёзд: 5 (Пока оценок нет)
Загрузка...
 
 
 

Сообщить об опечатке

Текст, который будет отправлен нашим редакторам: