меню содержание news317 news318 news319
Облако Химико размером с галактику
|
В глубоком космосе найден гигантский объект, само существование которого ставит под вопрос сов-
ременную теорию образования галактик. Всего через 800 миллионов лет после Большого взрыва облако
светящегося водорода Химико было размером почти с нашу Галактику.
По современным представлениям, современные галактики образовались в результате иерархического
скучивания – последовательных слияний поначалу маленьких скоплений темной материи, к которым
стекался и обычный газ, во все более крупные образования. Мини-гало сливались в карликовые галак-
тики, те падали на галактики покрупнее, они объединялись в крупные скопления и продолжали сли-
ваться, сливаться и сливаться в центральных частях этих скоплений.
Собственно, этот процесс продолжается и по сей день - например, через миллиарды лет Млечный Путь
и Туманность Андромеды сольются в единое целое, а затем к ним присоединятся и оставшиеся галакти-
ки Местной группы. Получится гигантская эллиптическая звездная система, вокруг которой не останет-
ся ничего: далекие галактические скопления, постепенно ускоряясь в наполненном темной энергией
мире, уйдут за горизонт, и ничто более не будет напоминать о бурном прошлом нашей Вселенной. Но
это - даже по астрономическим меркам будет ещё не скоро. Пока же астрономы активно изучают эту
историю - не только с помощью теоретического моделирования, но и с помощью прямых наблюдений.
Когда атом возбуждается или вовсе ионизуется (от него отрывается электрон), возвращение в основное
состояние в большинстве случаев заканчивается именно таким переходом. А потому именно в излуче-
ние этой спектральной линии облака водорода, еще не превратившиеся в звезды и составляющие боль-
шую часть массы молодых галактик, перерабатывают большую часть жесткого излучения от горячих
звезд или черной дыры в центре галактики.
На данный момент наблюдателям удалось дотянуться в прошлое образования галактик на 13 миллиар-
дов лет – точнее, на 12,9 миллиарда лет, соответствующие примерно 700–800 миллионам лет после
возникновения Вселенной. Ищут первые галактики, как правило, как Lyα-эмиттеры, то есть по их излу-
чению в спектральной линии Lyα («лайман-альфа») – резонансной линии лаймановской серии в спект-
ре водорода, соответствующей переходу с первого возбужденного на основной, невозбужденный уро-
вень этого простейшего атома. Длина волны этой линии – 121,6 нм, и располагается она в ультрафио-
летовом диапазоне, однако расширение Вселенной за 13 миллиардов лет путешествия фотонов в кос-
мосе превращает их к моменту приема земными телескопами в инфракрасные кванты с длиной волны
почти в 1000 нм.
Собственно, именно так Lyα-эмиттеры на границе Вселенной и находят: снимают небо в узком диапа-
зоне длин волн, соответствующем линии Lyα, покрасневшей в 7–8 раз, и все, что проявится на фоне
неба, принимают за кандидатов в далекие молодые галактики – они излучают в этой линии чуть не
половину всего своего света, а все остальные, более близкие объекты – крохотную часть, а потому
теряются на фоне неба. ( Кстати, именно этот фон и ограничивает наблюдения 13 миллиардами лет
истории – дальше Lyα уходит в область, где ее очень сложно наблюдать с Земли; когда в космос поле-
тят инфракрасные телескопы имени Гершеля и Джеймса Уэбба, должны открыться и большие глубины.)
Ультрафиолетовая линия Lyα в спектре далёкого объекта, смещённая расширением Вселенной в инфра-
красную область. Показаны интегральный спектр (в произвольных единицах над средним уровнем фо-
на) и панорамный спектр вдоль щели. // M.Ouchi et al., 2009 Astrophysical Journal
Так поднималась заря Вселенной
Астрономы увидели «Вселенскую зарю» – самое далёкое прошлое Вселенной, когда в ней появлялись
первые звёзды. Пока до этих времён не может дотянуться ни один телескоп, так что пришлось...
До сих пор все подтвердившиеся Lyα-кандидаты в основном лили воду на жернова общепринятой тео-
рии иерархических слияний. «Зародыши» галактик, которые мы видим в прошлом, – действительно
небольшие образования, которые зачастую даже не удается разложить на отдельные пиксели и в самые
большие телескопы. Их линейный размер, который, как правило, оценивается косвенно, – тысячи све-
товых лет, то есть в десятки раз меньше крупных современных галактики. Вероятно, 13 миллиардов лет
назад были объекты и поменьше, похожие на современные карликовые галактики, но их мы просто не
замечаем с современными телескопами. Ничего же более крупного пока не встречалось.
Тем удивительнее открытие ученых из Японии, США, Канады и Великобритании под руководством
Масами Оути из обсерватории Института имени Карнеги.
Они нашли целую Lyα-«кляксу», которая уже 12,9 миллиарда лет назад была размером почти с нашу
Галактику.
При том что последняя считается гигантом и по современным меркам. Представьте себе, что вы заказы-
вали ящик вагонки, чтобы сколотить собачью будку, а вам на двор выгружают стволы баобабов. При-
мерно такие же ощущения были и у Оути с коллегами, когда они обнаружили Химико – так, в честь
полумифической правительницы из раннего периода японской государственности, главный автор
статьи назвал загадочный объект из раннего прошлого галактик. Работа принята к публикации в майс-
ком выпуске The Astrophysical Journal и доступна в архиве электронных препринтов Корнельского уни-
верситета.
Масами Оути ( Masami Ouchi ) из обсерватории Карнеги (Carnegie Observatories), говорит, что находка
(та её часть, которую удалось увидеть) – это огромное газообразное нечто, светящее на специфических
частотах. Тут подразумеваются альфа-линии Лимана в спектре излучения этого тела, производимые
водородом.
По признанию Оути, поначалу ученые даже сомневались, стоит ли тратить наблюдательное время на
проверку этого кандидата, найденного на японском телескопе «Subaru», – слишком уж он большой и
наверняка представляет собой что-то близкое, думали члены команды. Однако спектр объекта, полу-
ченный помощью 10-метрового телескопа имени Кека, подтвердил – мы имеем дело с далекой галак-
тикой, размер которой мы можем проследить минимум на 55 тысяч световых лет. Скорее всего, она
продолжается и дальше, просто дальше она сливается с фоном неба.
Что это такое – ученые пока не имеют понятия.
Что ни год – новая звезда
В центре галактики SDSS J1481+5251 с немыслимой скоростью рождаются звезды. Окажись мы там,
звездные глобусы приходилось бы переделывать каждый год. Балдж – центральная часть Млечного
пути, происхождение...
По расчетам астрономов, чтобы поддерживать такое свечение, нужны звезды общей массой от 20 до
50 миллиардов солнечных, а также темпы превращения газа в звезды в несколько десятков масс
Солнца в год – все в пределах одной галактики. Это существенно больше, чем теория считает возмож-
ным для объектов в таком далеком прошлом Вселенной. Сгустки темной материи масштабов Химико
в то время хоть и редко, но встречались, но столько звезд – это все-таки слишком много.
Наверное, самое радикальное предположение, которое можно сделать в данном случае, – что сама тео-
рия иерархических слияний не верна. До второй половины 1980-х годов была более популярна модель,
в которых крупные галактики образовывались разом, при сжатии крупных облаков газа; обычно эту
теорию связывают с именами Алана Сэндиджа и Дональда Линден-Белла. Такой процесс может про-
исходить гораздо быстрее, чем последовательность индивидуальных слияний, и не исключено, что
Химико – как раз его проявление.
Видимо, облако Химико - редкий для Вселенной той эпохи момент формирования действительно круп-
ной галактики ( возможно при столкновении двух меньших ),
Помочь с объяснением природы удивительного объекта может и наличие черной дыры в его центре –
падающий на нее газ обычно разогревается и ярко светится, что могло бы заменить значительную часть
звезд. Могло бы помочь и наличие гравитационной линзы, увеличившей наблюдаемые размеры зага-
дочной древней галактики по пути следования света к земным телескопам. Правда, ни следов присутст-
вия черной дыры в центре Химико, ни галактики-линзы на ее фоне ученые не видят. Разобраться с его
природой должны новые телескопы.
Детали открытия можно найти в пресс-релизе "mysterious_space_blob_discovered_cosmic dawn" инсти-
тута Карнеги.
ссылки:
gazeta.ru/science/2009/04/23_a_2978136.shtml
membrana.ru/lenta/?9248
dsc.discovery.com/news/2009/04/22/universe-blob.html
lenta.ru/news/2009/04/23/himiko
newscientist.com/article/dn17006-mysterious-cosmic-blob-discovered-in-early-universe.
Читайте также об одной из самых первых галактик во Вселенной и об одной из самых ранних
фабрик звёзд.
Смоделированный на компьютере процесс скучивания вещества в эпоху образования
скоплений галактик. Желтые отрезки вектора, указывающие скорость движения вещества.
Озображение KLAUS DOLAG AND THE VVDS TEAM
В последнее время в космологии - науке, которая изучает структуру и эволюцию Вселенной, - стал ши-
роко применяться термин «темная энергия», вызывающий у людей, далеких от этих исследований, по
меньшей мере легкое недоумение. Часто в паре с ним выступает и другой «мрачный» термин - «темная
материя», а также упоминается, что, по данным наблюдений, эти две субстанции обеспечивают 95%
полной плотности Вселенной. Прольем же луч света на это «царство мрака».
В научной литературе термин «темная энергия» появился в конце прошлого века для обозначения физи-
ческой среды, заполняющей всю Вселенную. В отличие от различных видов вещества и излучения, от
которых можно (хотя бы теоретически) полностью очистить или экранировать некоторый объем, тем-
ная энергия в современной Вселенной неразрывно связана с каждым кубическим сантиметром прос-
транства. С некоторой натяжкой можно сказать, что само пространство обладает массой и участвует
в гравитационном взаимодействии. ( Напомним, что согласно известной формуле E = mc2 энергия
эквивалентна массе.)
Первое слово в термине «темная энергия» указывает на то, что эта форма материи не испускает и не
поглощает никакого электромагнитного излучения, в частности света. С обычным веществом она вза-
имодействует только через гравитацию. Слово же «энергия» противопоставляет эту среду структури-
рованной, то есть состоящей из частиц, материи, подчеркивая, что она не участвует в процессе грави-
тационного скучивания, ведущего к образованию галактик и их скоплений. Иными словами, плотность
темной энергии, в отличие от обычного и темного вещества, одинакова во всех точках пространства.
Во избежание путаницы сразу отметим, что мы исходим из материалистического представления об
окружающем нас мире, а значит, все, что заполняет Вселенную, - это материя. Если материя структури-
рована, ее называют веществом, а если нет, как, например, поле, то - энергией. Вещество, в свою оче-
редь, делят на обычное и темное, ориентируясь на то, взаимодействует ли оно с электромагнитным из-
лучением. Правда, по сложившейся в космологии традиции темное вещество принято называть «тем-
ной материей». Энергия тоже делится на два типа. Один из них - это как раз излучение, еще одна суб-
станция, наполняющая Вселенную. Когда-то именно излучение определяло эволюцию нашего мира,
но сейчас его роль упала почти до абсолютного нуля, точнее до 3 градусов Кельвина - температуры так
называемого реликтового микроволнового излучения, идущего в космосе со всех сторон. Это остаток
(реликт) горячей молодости нашей Вселенной. А вот о другом типе энергии, который не взаимодейст-
вует ни с веществом, ни с излучением и проявляет себя исключительно гравитационно, мы бы могли
никогда не узнать, если бы не исследования в области космологии.
С излучением и обычным веществом, состоящим из атомов, мы постоянно имеем дело в повседневной
жизни. Гораздо меньше мы знаем о темной материи. Тем не менее достаточно надежно установлено,
что ее физическим носителем являются некие слабовзаимодействующие частицы. Известны даже неко-
торые свойства этих частиц, например, что у них есть масса, а движутся они много медленнее света.
Однако они никогда еще не регистрировались искусственными детекторами.
В 2005 году сверхновую типа Ia впервые наблюдали в трех диапазонах: видимом, ультрафиолетовом
и рентгеновском. Такие наблюдения важны для уточнения физических моделей вспышек сверхновых,
по которым оценивают расстояния до далеких галактик . Фото: NASA, SWIFT, S. IMMLER
Самая большая ошибка Эйнштейна
Вопрос о природе темной энергии еще туманнее. Поэтому, как часто бывает в науке, отвечать на него
лучше, описывая предысторию вопроса. Она начинается в памятном для нашей страны 1917 году, ког-
да создатель общей теории относительности Альберт Эйнштейн, публикуя решение задачи об эволю-
ции Вселенной, ввел в научный оборот понятие космологической постоянной. В своих уравнениях,
описывающих свойства гравитации, он обозначил ее греческой буквой «лямбда» (Λ). Так она получила
свое второе название - лямбда-член. Назначение космологической постоянной состояло в том, чтобы
сделать Вселенную стационарной, то есть неизменной и вечной. Без лямбда-члена уравнения общей
теории относительности предсказывали, что Вселенная должна быть неустойчивой, как воздушный
шарик, из которого вдруг исчез весь воздух. Всерьез изучать такую неустойчивую Вселенную Эйнштейн
не стал, а ограничился тем, что восстановил равновесие введением космологической постоянной.
Однако позднее, в 1922-1924 годах, наш выдающийся соотечественник Александр Фридман показал,
что в судьбе Вселенной космологическая постоянная не может играть роль «стабилизатора», и рискнул
рассмотреть неустойчивые модели Вселенной. В результате ему удалось найти еще не известные к тому
времени нестационарные решения уравнений Эйнштейна, в которых Вселенная как целое сжималась
или расширялась.
В те годы космология была сугубо умозрительной наукой, пытавшейся чисто теоретически применить
физические уравнения ко Вселенной как целому. Поэтому решения Фридмана поначалу были воспри-
няты - в том числе и самим Эйнштейном — как математическое упражнение. Вспомнили о нем после
открытия разбегания галактик в 1929 году. Фридмановские решения прекрасно подошли для описания
наблюдений и стали важнейшей и широко используемой космологической моделью. А Эйнштейн позд-
нее назвал космологическую постоянную своей «самой большой научной ошибкой».
Далекие сверхновые
Постепенно наблюдательная база космологии становилась все более мощной, а исследователи учились
не только задавать вопросы природе, но и получать на них ответы. И вместе с новыми результатами
росло и число аргументов в пользу реального существования «самой большой научной ошибки» Эйнш-
тейна. В полный голос об этом заговорили в 1998 году после наблюдения далеких сверхновых звезд,
которые указывали, что расширение Вселенной ускоряется. Это означало, что во Вселенной действует
некая расталкивающая сила, а значит, и соответствующая ей энергия, похожая по своим проявлениям
на эффект от лямбда-члена в уравнениях Эйнштейна. По сути, лямбда-член представляет собой матема-
тическое описание простейшего частного случая темной энергии.
Напомним, что согласно наблюдениям космологическое расширение подчиняется закону Хаббла: чем
больше расстояние между двумя галактиками, тем быстрее они удаляются друг от друга, причем ско-
рость, определяемая по красному смещению в спектрах галактик, прямо пропорциональна расстоянию.
Но до недавнего времени закон Хаббла был непосредственно проверен лишь на относительно неболь-
ших расстояниях — тех, что удавалось более или менее точно измерить. О том, как расширялась Вселен-
ная в далеком прошлом, то есть на больших расстояниях, можно было судить только по косвенным на
блюдательным данным. Заняться прямой проверкой закона Хаббла на больших расстояниях удалось
лишь в конце XX века, когда появился способ определять расстояния до далеких галактик по вспыхива-
ющим в них сверхновым звездам.
Вспышка сверхновой - это момент в жизни массивной звезды, когда она испытывает катастрофический
взрыв. Сверхновые бывают разных типов в зависимости от конкретных обстоятельств, предшествую-
щих катаклизму. При наблюдениях тип вспышки определяют по спектру и форме кривой блеска. Сверх-
новые, получившие обозначение Ia, возникают при термоядерном взрыве белого карлика, масса которо-
го превысила пороговое значение ~1,4 массы Солнца, называемое пределом Чандрасекара. Пока масса
белого карлика меньше порогового значения, сила гравитации звезды уравновешивается давлением вы-
рожденного электронного газа. Но если в тесной двойной системе с соседней звезды на него перетекает
вещество, то в определенный момент электронное давление оказывается недостаточным и звезда взры-
вается, а астрономы регистрируют еще одну вспышку сверхновой типа Ia. Поскольку пороговая масса и
причина, по которой белый карлик взрывается, всегда одинаковы, такие сверхновые в максимуме блес-
ка должны иметь одинаковую, причем весьма большую светимость и могут служить «стандартной све-
чой» для определения межгалактических расстояний. Если собрать данные по многим таким сверхно-
вым и сравнить расстояния до них с красными смещениями галактик, в которых случались вспышки, то
можно определить, как менялся в прошлом темп расширения Вселенной, и подобрать соответствующую
космологическую модель, в частности подходящую величину лямбда-члена (плотности темной энергии).
Однако несмотря на простоту и ясность этого метода, он сталкивается с рядом серьезных трудностей.
Прежде всего отсутствие детальной теории взрыва cверхновых типа Ia делает зыбким их статус стан-
дартной свечи. На характер взрыва, а значит, и на светимость сверхновой могут влиять скорость вра-
щения белого карлика, химический состав его ядра, количество водорода и гелия, перетекшего на него
с соседней звезды. Как все это сказывается на кривых блеска, пока достоверно неизвестно. Наконец,
сверхновые вспыхивают не в пустом пространстве, а в галактиках, и свет вспышки может, к примеру,
оказаться ослаблен случайным газопылевым облаком, встретившимся на пути к Земле. Все это ставит
под сомнение возможность использования сверхновых в качестве стандартных свечей. И если бы в
пользу существования темной энергии был только этот довод, данная статья вряд ли была бы написана.
Так что хотя «аргумент сверхновых» спровоцировал широкую дискуссию о темной энергии ( и даже по-
явление самого этого термина), уверенность космологов в ее существовании опирается на другие, бо-
лее убедительные аргументы. К сожалению, они не столь просты, и поэтому описать их можно лишь
в самых общих чертах.
Основные эпохи эволюции Вселенной: инфляция, доминирование излучения, вещества и темной
энергии. Рис. NASA, WMAP SCIENCE TEAM
Краткая история времен
По современным представлениям, рождение Вселенной должно описываться в терминах еще не создан-
ной квантовой теории гравитации. Понятие «возраст Вселенной» имеет смысл для моментов времени
не раньше 10-43 секунд. На меньших масштабах уже нельзя говорить о привычном нам линейном тече-
нии времени. Топологические свойства пространства тоже становятся нестабильными. По-видимому,
в малых масштабах пространство-время заполнено микроскопическими «кротовыми норами» - своего
рода тоннелями, соединяющими разнесенные области Вселенной. Впрочем, о расстояниях или порядке
следования событий говорить тоже невозможно. В научной литературе такое состояние пространства-
-времени с флуктуирующей топологией называют квантовой пеной. По неизвестным пока причинам,
возможно, из-за квантовой флуктуации, в пространстве Вселенной возникает физическое поле, которое
в возрасте около 10-35 секунд заставляет Вселенную расширяться с колоссальным ускорением. Этот
процесс называют инфляцией, а вызывающее его поле - инфлатоном. В отличие от экономики, где
инфляция является неизбежным злом, с которым нужно бороться, в космологии инфляция, то есть
экспоненциально быстрое увеличение Вселенной, - это благо. Именно ей мы обязаны тем, что Вселен-
ная обрела большой размер и плоскую геометрию. В конце этой короткой эпохи ускоренного расшире-
ния запасенная в инфлатоне энергия порождает известную нам материю: разогретую до огромной тем-
пературы смесь излучения и массивных частиц, а также едва заметную на их фоне темную энергию.
Можно сказать, что это и есть Большой взрыв. Космологи говорят об этом моменте, как о начале ради-
ационно-доминированной эпохи в эволюции Вселенной, поскольку большая часть энергии в это время
приходится на излучение. Однако расширение Вселенной продолжается ( хотя теперь уже и без ускоре-
ния) и оно по-разному отражается на основных типах материи. Ничтожная плотность темной энергии
со временем не меняется, плотность вещества падает обратно пропорционально объему Вселенной, а
плотность излучения снижается еще быстрее. В итоге спустя 300 тысяч лет доминирующей формой ма-
терии во Вселенной становится вещество, большую часть которого составляет темная материя. С этого
момента рост возмущений плотности вещества, едва тлевший на стадии доминирования излучения,
становится достаточно быстрым, чтобы привести к образованию галактик, звезд и столь необходимых
человечеству планет. Движущей силой этого процесса является гравитационная неустойчивость, при-
водящая к скучиванию вещества. Едва заметные неоднородности оставались еще с момента распада
инфлатона, но пока во Вселенной доминировало излучение, оно мешало развитию неустойчивости.
Теперь основную роль начинает играть темная материя. Под действием собственной гравитации об-
ласти повышенной плотности останавливаются в своем расширении и начинают сжиматься, в резуль-
тате чего из темной материи образуются гравитационносвязанные системы, называемые гало. В грави-
витационном поле Вселенной образуются «ямы», в которые устремляется обычное вещество. Накапли-
ваясь внутри гало, оно формирует галактики и их скопления. Этот процесс образования структур начал-
ся более 10 миллиардов лет назад и шел по нарастающей, пока не наступил последний перелом в эво-
люции Вселенной. Через 7 миллиардов лет ( это примерно половина нынешнего возраста Вселенной )
плотность вещества, которая продолжала снижаться из-за космологического расширения, стала меньше
плотности темной энергии. Тем самым завершилась эпоха доминирования вещества, и теперь темная
энергия контролирует эволюцию Вселенной. Какова бы ни была ее физическая природа, проявляется
она в том, что космологическое расширение вновь, как в эпоху инфляции, начинает ускоряться, только
на этот раз очень медленно. Но даже этого достаточно, чтобы затормозить формирование структур, а в
будущем оно должно вовсе прекратиться: любые недостаточно плотные образования будут рассеивать-
ся ускоряющимся расширением Вселенной. Временное «окно», в котором работает гравитационная не-
устойчивость и возникают галактики, захлопнется уже через десяток миллиардов лет. Дальнейшая эво-
люция Вселенной зависит от природы темной энергии. Если это космологическая постоянная, то уско-
ренное расширение Вселенной будет продолжаться вечно. Если же темная энергия - это сверхслабое
скалярное поле, то после того как оно достигнет состояния равновесия, расширение Вселенной станет
замедляться, а возможно сменится сжатием. Пока физическая природа темной энергии неизвестна, все
это не более чем умозрительные гипотезы. Таким образом, с определенностью сказать можно только
одно: ускоренное расширение Вселенной будет продолжаться еще несколько десятков миллиардов лет.
За это время наш космический дом - галактика Млечный Путь - сольется со своей соседкой - Туманнос-
тью Андромеды ( и большинством галактик-спутников меньшей массы, входящих в состав Местной
Группы). Все прочие галактики улетят на большие расстояния, так что многие из них нельзя будет уви-
деть даже в самый мощный телескоп. Что касается реликтового излучения, которое приносит нам так
много важнейшей информации о структуре Вселенной, то его температура упадет почти до нуля, и этот
источник информации будет потерян. Человечество останется Робинзоном на острове с эфемерной
перспективой обзавестись хотя бы Пятницей.
Увидеть темную материю нельзя, но по косвенным признакам можно узнать ее распределение на раз-
ных расстояниях. В дальнейшем по таким срезам восстанавливается трехмерная карта темной материи.
Фото: NASA, ESA, R. MASSEY (CALIFORNIA INSTITUTE OF TECHNOLOGY)
Крупномасштабная структура Вселенной
У космологов имеются два основных источника знаний о крупномасштабной структуре Вселенной.
Прежде всего это распределение в окружающем нас пространстве светящейся материи, то есть галактик.
Трехмерная карта показывает, в какие структуры - группы, скопления, сверхскопления - объединяются
галактики и каковы характерные размеры, формы и численность этих образований. Тем самым стано-
вится понятно, как распределено вещество в современной Вселенной.
Другим источником информации служит распределение интенсивности реликтового излучения по не-
бесной сфере. Карта неба в микроволновом диапазоне несет информацию о распределении неоднород-
ностей плотности в ранней Вселенной, когда ее возраст составлял около 300 тысяч лет - именно тогда
вещество стало прозрачным для излучения. Угловые расстояния между пятнами на микроволновой
карте говорят о размерах неоднородностей в то время, а перепады яркости (они, кстати, очень малень-
кие, порядка сотой доли процента) указывают на степень уплотнения зародышей будущих скоплений
галактик. Тем самым у нас есть как бы два временных среза: структура Вселенной в моменты через 300
тысяч и 14 миллиардов лет после Большого взрыва.
Теория говорит о том, что характеристики наблюдаемых структур сильно зависят от того, какая часть
материи во Вселенной приходится на вещество (обычное и темное). Расчеты, основанные на наблюда-
тельных данных, показывают, что его доля составляет сегодня около 30% ( из которых лишь 5% прихо-
дится на обычное вещество, состоящее из атомов ). А значит, остальные 70% - это материя, не входя-
щая ни в какие структуры, то есть темная энергия. Этот аргумент не столь прозрачен, поскольку за ним
стоят сложные расчеты, описывающие образования структур во Вселенной. Тем не менее он действи-
тельно более сильный. Это можно проиллюстрировать такой аналогией. Представьте, что внеземная
цивилизация стремится обнаружить разумную жизнь на Земле. Одна группа исследователей заметила
идущее от нашей планеты мощное радиоизлучение, которое периодически изменяет частоту и интен-
сивность, и объясняет это работой электронного оборудования. Другая группа послала к Земле зонд
и сфотографировала квадраты полей, линии дорог, узлы городов. Первый аргумент, конечно, проще,
но второй - убедительнее.
Разные срезы относятся к разным моментам в прошлом. Поэтому данная карта является пространст-
венновременной и отражает эволюцию распределения материи. Фото: NASA, ESA, R. MASSEY
(CALIFORNIA INSTITUTE OF TECHNOLOGY)
Продолжая эту аналогию, можно сказать, что еще более наглядным свидетельством разумной жизни
стало бы наблюдение за формированием перечисленных структур. Конечно, человеку пока не под
силу в реальном времени наблюдать, как формируются скопления галактик. Тем не менее можно
определить, как менялось их число по ходу эволюции Вселенной. Дело в том, что в силу конечности
скорости света наблюдение объектов на больших расстояниях эквивалентно заглядыванию в прошлое.
Темп образования галактик и их скоплений определяется скоростью роста возмущений плотности, ко-
торая, в свою очередь, зависит от параметров космологической модели, в частности от соотношения
вещества и темной энергии. Во Вселенной с большой долей темной энергии возмущения растут мед-
ленно, а значит, сегодня скоплений галактик должно быть ненамного больше, чем в прошлом, и с рас-
стоянием их число будет убывать медленно. Напротив, во Вселенной без темной энергии количество
скоплений довольно быстро сокращается с углублением в прошлое. Выяснив из наблюдений темп по-
явления новых скоплений галактик, можно получить независимую оценку плотности темной энергии.
Есть и другие независимые наблюдательные аргументы, подтверждающие существование однородной
среды, которая оказывает определяющее влияние на строение и эволюцию Вселенной. Можно сказать,
что утверждение о существовании темной энергии стало итогом развития всей наблюдательной кос-
мологии ХХ века.
Вакуум и другие модели
Если в существовании темной энергии большинство космологов уже не сомневаются, то вот относи-
тельно ее природы ясности пока нет. Впрочем, физики не первый раз попадают в такое положение.
Многие новые теории начинаются с феноменологии, то есть формального математического описания
того или иного эффекта, а интуитивно понятные объяснения появляются намного позже. На сегодня,
описывая физические свойства темной энергии, космологи произносят слова, которые для непосвя-
щенного больше похожи на заклинание: это среда, давление которой равно плотности энергии по ве-
личине, но противоположно по знаку. Если это странное соотношение подставить в уравнение Эйн-
штейна из общей теории относительности, то окажется, что такая среда гравитационно отталкивается
от самой себя и, как следствие, ускоренно расширяется и ни за что не соберется ни в какие сгустки.
Нельзя сказать, что мы часто имеем дело с подобной материей. Однако именно так уже на протяжении
многих лет физики описывают вакуум. По современным представлениям, элементарные частицы су-
ществуют не в пустом пространстве, а в особой среде - физическом вакууме, который как раз и опреде-
ляет их свойства. Эта среда может находиться в различных состояниях, отличающихся плотностью
запасенной энергии, и в разных видах вакуума элементарные частицы ведут себя по-разному.
Наш обычный вакуум обладает наименьшей энергией. Экспериментально обнаружено существование
неустойчивого, более энергичного вакуума, который соответствует так называемому электрослабому
взаимодействию. Он начинает проявляться при энергиях частиц свыше 100 гигаэлектронвольт - это
всего на порядок ниже предела возможностей современных ускорителей. Еще более энергичные виды
вакуума предсказаны теоретически. Можно предположить, что наш обычный вакуум обладает не нуле-
вой плотностью энергии, а как раз такой, которая дает нужное значение лямбда-члена в уравнении
Эйнштейна.
Однако эта красивая идея, состоящая в том, чтобы приписать темную энергию вакууму, не вызывает
восторга у исследователей, работающих на стыке физики элементарных частиц и космологии. Дело в
том, что такой разновидности вакуума должна соответствовать энергия частиц всего около тысячной
доли электронвольта. Но этот энергетический диапазон, лежащий на границе между инфракрасным и
радиоизлучением, уже давно вдоль и поперек изучен физиками, и ничего аномального там не обнару-
жено.
Поэтому исследователи склоняются к тому, что темная энергия - это проявление нового и пока не об-
наруженного в лабораторных условиях сверхслабого поля. Эта идея аналогична той, что лежит в осно-
ве современной инфляционной космологии. Там тоже сверхбыстрое расширение молодой Вселенной
происходит под действием так называемого скалярного поля, только его плотность энергии гораздо
выше той, что ответственна за нынешнее неспешное ускорение в расширении Вселенной. Можно
предположить, что поле, являющееся носителем темной энергии, осталось как реликт Большого взры-
ва и долгое время находилось в состоянии «спячки», пока длилось доминирование сначала излучения,
а потом темной материи.
Скопление галактик Cl 0024+17 действует как гравитационная линза. Слева: скопление окружено тем-
ным кольцом, в котором ослаблен свет далеких галактик. Справа: ближе к ядру скопления видно, как
изображения далеких галактик растягиваются в дуги. По таким эффектам можно оценить массу скоп-
ления вместе с входящей в него темной материей. Фото: NASA, ESA, M.J. JEE ( JOHN HOPKINS
UNIVERSITY )
Отрицательное давление и гравитационное отталкивание
Описывая темную энергию, космологи считают, что ее главное свойство - отрицательное давление.
Оно приводит к появлению отталкивающих гравитационных сил, о которых неспециалисты иногда
говорят как об антигравитации. В этом утверждении содержатся сразу два парадокса. Разберем их по-
следовательно.
Как давление может быть отрицательным? Давление обычного вещества, как известно, связано с дви-
жением молекул. Ударясь о стенку сосуда, молекулы газа передают ей свой импульс, отталкивают ее,
давят на нее. Свободные частицы не могут создать отрицательное давление, не могут «тянуть одеяло
на себя», но в твердом теле подобное вполне возможно. Неплохой аналогией отрицательного давления
темной энергии служит оболочка воздушного шарика. Каждый ее квадратный сантиметр растянут и
стремится сжаться. Появись где-нибудь в оболочке разрыв, она немедленно стянулась бы в маленькую
резиновую тряпочку. Но пока разрыва нет, отрицательное натяжение равномерно распределено по всей
поверхности. Причем если шарик надувать, резина будет становиться тоньше, а запасенная в ее натяже-
нии энергия будет расти. Сходным образом ведет себя при расширении Вселенной плотность вещества
и темной энергии.
Почему отрицательное давление ускоряет расширение? Казалось бы, под действием отрицательного
давления темной энергии Вселенная должна сжиматься или уж, по крайней мере, замедлять свое рас-
ширение, начавшееся в момент Большого взрыва. Но все обстоит как раз наоборот, потому что отрица-
тельное давление темной энергии слишком... велико.
Дело в том, что согласно общей теории относительности гравитация зависит не только от массы ( точ-
нее плотности энергии), но также и от давления. Чем больше давление, тем сильнее гравитация. А чем
больше отрицательное давление, тем она слабее! Правда, давления, достижимые в лабораториях и даже
в центре Земли и Солнца, слишком малы, чтобы их влияние на гравитацию можно было заметить. Но
вот отрицательное давление темной энергии, наоборот, столь велико, что пересиливает притяжение и
ее собственной массы, и массы всего остального вещества. Получается, что массивная субстанция с
очень сильным отрицательным давлением парадоксальным образом не сжимается, а наоборот, распу-
хает под действием собственной гравитации. Представьте себе тоталитарное государство, которое,
стремясь обеспечить свою безопасность, зажимает свободу до такой степени, что граждане массово
бегут из страны, бунтуют и в конце концов разрушают само государство. Почему чрезмерные усилия
по укреплению государства оборачиваются его разрушением? Таковы свойства людей - они сопротив-
ляются подавлению. Почему сильнейшее отрицательное давление вместо сжатия приводит к расшире-
нию? Таковы свойства гравитации, выраженные уравнением Эйнштейна. Конечно, аналогия - это не
объяснение, но она помогает «уложить в голове» парадоксы темной энергии.
Как взвесить структуру?
Темная энергия - важнейшее свидетельство существования явлений, которые не описываются совре-
менной физикой. Поэтому детальное изучение ее свойств — важнейшая задача наблюдательной космо-
логии. Чтобы выяснить физическую природу темной энергии, необходимо в первую очередь макси-
мально точно исследовать, как менялся в прошлом режим расширения Вселенной. Можно пытаться
прямо измерить зависимость темпа расширения от расстояния. Однако из-за отсутствия в астрономии
надежных методов определения внегалактических расстояний достичь на этом пути необходимой точ-
ности практически невозможно. Но есть другие, более перспективные способы измерения темной
энергии, которые являются логическим развитием структурного аргумента в пользу ее существования.
Пирамида материи во Вселенной по современным представлениям.
Как уже отмечалось, темп образования структур очень сильно зависит от плотности темной энергии.
Сама она не может скучиваться и создавать структуры и препятствует гравитационному скучиванию
темной и обычной материи. Кстати, поэтому в нашу эпоху те комки вещества, которые еще не начали
сжиматься, постепенно «растворяются» в море темной энергии, переставая «чувствовать» взаимное
притяжение. Человечество, таким образом, является свидетелем максимального в истории Вселенной
темпа образования структур. В дальнейшем он будет только уменьшаться.
Чтобы определить, как менялась со временем плотность темной энергии, нужно научиться «взвеши-
вать» структуру Вселенной - галактики и их скопления - на разных красных смещениях. Есть много
способов это сделать, ведь объекты измерения - галактики - хорошо изучены и видны даже на боль-
ших расстояниях. Наиболее прямолинейный подход состоит в тщательном подсчете галактик и их
структур по упоминавшейся трехмерной карте пространственного распределения галактик. В другом
методе масса структуры оценивается по создаваемому ею неоднородному гравитационному полю.
Проходя через структуру, свет отклоняется ее гравитацией, и в результате видимые нами изображе-
ния далеких галактик деформируются. Этот эффект называется гравитационным линзированием.
Измеряя возникающие искажения, можно определить ( взвесить ) структуру на пути следования света.
Этим методом уже сделаны первые успешные наблюдения, а на будущее запланированы космические
эксперименты - ведь надо достичь максимальной точности измерения.
Итак, мы живем в мире, динамика расширения которого управляется неизвестной нам формой материи.
А единственно достоверное знание о ней, помимо факта ее существования, - это уравнение состояния
вакуумоподобного типа, та самая своеобразная связь между плотностью энергии и давлением. Пока
нам неизвестно, меняется ли характер этой связи со временем, и если да, то как. А значит, все рассуж-
дения о будущем Вселенной, по сути, являются спекулятивными, основанными в значительной мере
на эстетических воззрениях их авторов. Но мы вступили в эру точной космологии, основанной на вы-
сокотехнологичных инструментах для наблюдения и развитых статистических методах обработки дан-
ных. Если астрономия будет и дальше развиваться такими же темпами, как сегодня, загадка темной
энергии будет разгадана уже нынешним поколением исследователей.
vokrugsveta.ru/print/vs/article/6298/
