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

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

Метки: , , , , , , , ,

 

11 комментариев

  • AlexSh:

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

  • Рустам:

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

    • Ну, тут уж позиция у автора такая в написании :-)
      Я сам пишу иначе.

    • Сергей Попов:

      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.

  • Аноним:

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

  • Не надо ля-ля:

    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.

    • Борис Штерн:

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

      • Рустам:

        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.

        • 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 *

Недопустимы спам, оскорбления. Желательно подписываться реальным именем. Аватары - через gravatar.com