Расширение Вселенной: различия между версиями

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Интерактивная навигация по истории
[отпатрулированная версия][отпатрулированная версия]
← Предыдущая правка
Содержимое удалено Содержимое добавлено
ВизуальныйВики-текст
→Последствия для судьбы Вселенной: не тот шаблон поставил
м чистка управляющих символов Юникода
 
(не показаны 54 промежуточные версии 42 участников)
Строка 1: Строка 1:
'''Расшире́ние Вселе́нной''' — явление, состоящее в почти [[Космологический принцип|однородном]] и [[Космологический принцип|изотропном]]<ref>''John Soltis, Arya Farahi, Dragan Huterer, C. Michael Liberato II'' [https://arxiv.org/abs/1902.07189 Percent-Level Test of Isotropic Expansion Using Type Ia Supernovae] {{Wayback|url=https://arxiv.org/abs/1902.07189 |date=20190504112720 }} // [[arXiv.org]] 19 Feb 2019</ref><ref>Известно научное исследование, свидетельствующее об анизотропии расширения Вселенной. // ''K. Migkas, G. Schellenberger, T. H. Reiprich, F. Pacaud, M. E. Ramos-Ceja, L. Lovisari'' //[https://dx.doi.org/10.1051/0004-6361/201936602 Probing cosmic isotropy with a new X-ray galaxy cluster sample through the LX−T scaling relation] // [[arXiv.org]] 7 Apr 2020</ref> расширении космического пространства в масштабах всей [[Вселенная|Вселенной]], выводимое через наблюдаемое с Земли [[космологическое красное смещение]]<ref>{{Cite web |url=http://www.astronet.ru/db/msg/1177975 |title=Красное смещение |access-date=2015-01-16 |archive-date=2015-01-16 |archive-url=https://web.archive.org/web/20150116082544/http://www.astronet.ru/db/msg/1177975 |deadlink=no }}</ref>.
⚫
{{Космология}}

<strong>Расширение Вселенной</strong> — явление, состоящее в почти [[Однородность|однородном]] и [[Изотропность|изотропном]] расширении космического пространства в масштабах всей [[Вселенная|Вселенной]], выводимое через наблюдаемое с Земли [[космологическое красное смещение]]<ref>[http://www.astronet.ru/db/msg/1177975 Красное смещение]</ref>.
⚫
Экспериментально расширение Вселенной подтверждается выполнением [[Закон Хаббла|закона Хаббла]], а также [[Ускоряющаяся Вселенная|уменьшением светимости]] экстремально удалённых «стандартных свеч» ([[Сверхновая типа Ia|сверхновых типа Ia]]). Согласно теории [[Большой взрыв|Большого взрыва]], Вселенная расширяется из начального сверхплотного и сверхгорячего состояния. Является ли это исходное состояние [[Космологическая сингулярность|сингулярным]] (как предсказывает классическая [[теории гравитации|теория гравитации]] — [[общая теория относительности]]) или нет — активно дебатируемый вопрос, разрешить который надеются разработкой [[Квантовая гравитация|квантовой теории гравитации]].


⚫
Теоретически явление было предсказано и обосновано [[Фридман, Александр Александрович|А. Фридманом]] (см. [[Вселенная Фридмана]]) на раннем этапе разработки общей теории относительности из [[Философия|общефилософских]] соображений об [[Космологический принцип|однородности]] и [[Космологический принцип|изотропности]] Вселенной.
⚫
Экспериментально расширение Вселенной проявляется в виде выполнения{{прояснить}}<!-- то есть, как из этого проистекает — «Вселенная выполняет» некий-чейто закон? --> [[Закон Хаббла|закона Хаббла]], {{нет АИ 2|а также многими другими способами|1|08|2014}}. Согласно теории [[Большой взрыв|Большого взрыва]], Вселенная расширяется из начального сверхплотного и сверхгорячего состояния. Является ли это исходное состояние [[Космологическая сингулярность|сингулярным]] (как предсказывает классическая [[теории гравитации|теория гравитации]] — [[общая теория относительности]]) или нет — активно дебатируемый вопрос, надежды на его разрешение связывают с разработкой [[Квантовая гравитация|квантовой теории гравитации]].


== Стадии ==
⚫
Теоретически явление было предсказано и обосновано [[Фридман, Александр Александрович|А. Фридманом]] на раннем этапе разработки общей теорией относительности из обще[[Философия|философских]] соображений об [[Структура Вселенной|однородности]] и [[Изотропность Вселенной|изотропности]] Вселенной.
<div style="float:right;margin-left:10px;">
<div style="clear:left;margin-left:10px;">
{| class="wikitable"
{| class="wikitable"
|-
|-
! Стадия !! [[Вселенная_Фридмана#Эволюция плотности вещества. Уравнение состояния|Эволюция]] <math>a(\eta)</math> !! Параметр Хаббла
! Стадия !! [[Вселенная Фридмана#Эволюция плотности вещества. Уравнение состояния|Эволюция]] <math>a(\eta)</math> !! Параметр Хаббла
|-
|-
| Инфляционная || <math>a\propto e^{Ht}</math> || <math>H^2=\frac{8\pi}{3}\frac{\rho_{vac}}{M^2_{pl}}</math>
| Инфляционная || <math>a\propto e^{Ht}</math> || <math>H^2=\frac{8\pi}{3}\frac{\rho_{vac}}{M^2_{pl}}</math>
Строка 21: Строка 22:
!colspan="3"|Космологические параметры по данным [[WMAP]] и [[Планк (космическая обсерватория)|Planck]]
!colspan="3"|Космологические параметры по данным [[WMAP]] и [[Планк (космическая обсерватория)|Planck]]
|-
|-
! ||WMAP<ref name="WMAP7">{{cite web|author=Jarosik, N., et.al. (WMAP Collaboration)|title=Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results|url=http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/pub_papers/sevenyear/basic_results/wmap_7yr_basic_results.pdf|format=PDF|publisher=nasa.gov|accessdate=December 4, 2010|archiveurl=http://www.webcitation.org/69y3K699i|archivedate=2012-08-16}} (from NASA’s [http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/map_bibliography.cfm WMAP Documents] page)</ref>||Planck<ref name="Planck">{{статья
! ||WMAP<ref name="WMAP7">{{cite web|author=Jarosik N. et.al. (WMAP Collaboration)|title=Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results|url=https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/pub_papers/sevenyear/basic_results/wmap_7yr_basic_results.pdf|format=PDF|publisher=nasa.gov|accessdate=2010-12-04|archiveurl=https://www.webcitation.org/69y3K699i?url=https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/pub_papers/sevenyear/basic_results/wmap_7yr_basic_results.pdf#|archivedate=2012-08-16|deadlink=no}} (from NASA’s [https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/map_bibliography.cfm WMAP Documents] {{Wayback|url=https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/map_bibliography.cfm |date=20101130215212 }} page)</ref>||Planck<ref name="Planck">{{статья|автор= Aghanim N. et al. (Planck Collaboration)|заглавие=Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters|издание=Astronomy and Astrophysics|год=2020 |том=641 |выпуск=|страницы=A6 |ссылка=|doi=10.1051/0004-6361/201833910 |arxiv=1807.06209 |bibcode=2020A&A...641A...6P|s2cid=119335614|язык=en}}</ref>
| автор = Planck Collaboration
| заглавие = Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters
|arxiv = 1303.5076
⚫
}}
</ref>
|-
|-
|Возраст Вселенной {{math|t<sub>0</sub>}}, млрд лет || 13,75±0,13 ||13.81±0.06
|Возраст Вселенной {{math|''t''<sub>0</sub>}}, млрд лет || 13,75 ± 0,13 || 13,801 ± 0,024
|-
|-
| {{math|H<sub>0</sub>}}, (км/с)/Мпк||71,0±2,5|| 67,4±1,4
| {{math|''H''<sub>0</sub>}}, (км/с)/Мпк||71,0 ± 2,5|| 67,37 ± 0,54
|-
|-
|Физический параметр плотности барионной материи {{math| Ω<sub>b</sub>''h''{{sup|2 }} }}<ref name=note1>Физический параметр плотности соответствует параметру плотности, умноженному на приведённую постоянную Хаббла {{math|''h''}} {{=}} {{math|''H''<sub>0</sub>}} / (100 км·с<sup>−1</sup>·Мпк<sup>−1</sup>)</ref> || 0,0226 ± 0,0006 || 0,02233 ± 0,00015
|Плотность барионной материи {{math| Ω<sub>b</sub>h{{sup|2 }} }} || 0,0226±0.0006 ||0,0221 ± 0,0003
|-
|-
|Плотность тёмной материи {{math| Ω<sub>с</sub>h{{sup|2 }} }} || 0,111 ± 0,006 || 0,120 ± 0,003
|Физический параметр плотности тёмной материи {{math| Ω<sub>с</sub>''h''{{sup|2 }} }}<ref name=note1/> || 0,111 ± 0,006 || 0,1198 ± 0,0012
|-
|-
|Общая плотность {{math|Ω<sub>t</sub>}} || 1,08{{sub sup|-0.07|+0,09}} || 1,0 ±0,02
|Физический параметр плотности материи {{math| Ω<sub>m</sub>''h''{{sup|2 }} {{=}} (Ω<sub>b</sub> + Ω<sub>с</sub>)''h''{{sup|2 }} }}<ref name=note1/>|| || 0,1428 ± 0,0011
|-
|-
|Плотность барионной материи{{math| Ω<sub>b</sub>}}|| 0,045±0,003 ||
|Общий параметр плотности {{math|Ω<sub>t</sub>}} || 1,08{{sub sup|-0,07|+0,09}} ||
|-
|-
|Плотность тёмной энергии {{math| Ω<sub>Λ</sub>}} || 0,73±0,03|| 0,69±0,02
|Параметр плотности барионной материи{{math| Ω<sub>b</sub>}}|| 0,045 ± 0,003 ||
|-
|-
|Плотность тёмной материи {{math| Ω<sub>c</sub>}}|| 0,22±0,03 ||
|Параметр плотности тёмной энергии {{math| Ω<sub>Λ</sub>}} || 0,73 ± 0,03|| 0,6847 ± 0,0073
|-
|Параметр плотности тёмной материи {{math| Ω<sub>c</sub>}}|| 0,22 ± 0,03 ||
|-
|Параметр плотности материи {{math| Ω<sub>m</sub> {{=}} Ω<sub>b</sub> + Ω<sub>c</sub>}}|| || 0,3147 ± 0,0074
|}
|}
</div>
</div>
[[Файл:Universe expansion.png|thumb]]


== Расширение Вселенной в различных моделях ==
== Расширение Вселенной в различных моделях ==
[[Метрическое пространство|Метрическое]] расширение пространства является увеличением расстояния между двумя отдалёнными частями Вселенной с течением [[Время|времени]]. Метрическое расширение является ключевым элементом [[Космология|космологии]] [[Большой Взрыв|Большого Взрыва]] и математически моделируется с помощью метрики Фридмана — Леметра — Робертсона — Уокера (FLRW). Эта модель действует в современную эпоху только на больших масштабах (примерно масштабах [[скопления галактик|скоплений галактик]] и выше). На меньших масштабах материальные объекты связаны друг с другом силой [[гравитация|гравитационного притяжения]], и такие связанные скопления объектов не расширяются.
[[Метрическое пространство|Метрическое]] расширение пространства является увеличением расстояния между двумя отдалёнными частями Вселенной с течением [[Время|времени]]. Метрическое расширение является ключевым элементом [[Космология|космологии]] [[Большой взрыв|Большого взрыва]] и математически моделируется с помощью [[Вселенная Фридмана|метрики Фридмана — Леметра — Робертсона — Уокера]] (FLRW). Эта модель действует в современную эпоху только на больших масштабах (примерно масштабах [[скопления галактик|скоплений галактик]] и выше). На меньших масштабах материальные объекты связаны друг с другом силой [[гравитация|гравитационного притяжения]], и такие связанные скопления объектов не расширяются.


== Ускорение расширения Вселенной ==
== Ускорение расширения Вселенной ==
Строка 54: Строка 53:
{{также|Тёмная энергия}}
{{также|Тёмная энергия}}


В конце 1990-х годов было обнаружено, что в удалённых галактиках, расстояние до которых было определено по закону Хаббла, сверхновые типа Ia имеют яркость ниже той, которая им полагается. Иными словами, расстояние до этих галактик, вычисленное по методу «стандартных свеч» ([[Сверхновая типа Ia|сверхновых Ia]]), оказывается больше расстояния, вычисленного на основании ранее установленного значения параметра Хаббла (за это открытие [[Перлмуттер, Сол|Сол Перлмуттер]], [[Шмидт, Брайан|Брайан П. Шмидт]] и [[Рисс, Адам|Адам Рисс]] получили премию Шоу по астрономии за 2006 год, [[Нобелевская премия по физике|Нобелевскую премию по физике]] за 2011 год и Премию по фундаментальной физике Юрия Мильнера в 2015 году). Был сделан вывод, что Вселенная не просто расширяется, она расширяется с ускорением.
В конце 1990-х годов было обнаружено, что в удалённых [[галактика]]х, расстояние до которых было определено по закону Хаббла, сверхновые типа Ia имеют яркость ниже той, которая им полагается. Иными словами, расстояние до этих галактик, вычисленное по методу «стандартных свеч» ([[Сверхновая типа Ia|сверхновых Ia]]), оказывается больше расстояния, вычисленного на основании ранее установленного значения параметра Хаббла (за это открытие [[Перлмуттер, Сол|Сол Перлмуттер]], [[Шмидт, Брайан|Брайан П. Шмидт]] и [[Рисс, Адам|Адам Рисс]] получили премию Шоу по астрономии за 2006 год, [[Нобелевская премия по физике|Нобелевскую премию по физике]] за 2011 год и Премию по фундаментальной физике Юрия Мильнера в 2015 году). Был сделан вывод, что Вселенная не просто расширяется, она расширяется с ускорением.
Затем эти наблюдения были подкреплены другими источниками: измерениями [[Реликтовое излучение|реликтового излучения]], [[Гравитационная линза|гравитационного линзирования]], [[нуклеосинтез]]а Большого Взрыва{{нет АИ|1|08|2014}}. Все полученные данные хорошо вписываются в [[Модель Лямбда-CDM|лямбда-CDM модель]].


Ранее существовавшие космологические модели предполагали, что расширение Вселенной замедляется. Они исходили из предположения, что основную часть массы Вселенной составляет [[Материя (физика)|материя]] — как видимая, так и невидимая ([[тёмная материя]]). На основании новых наблюдений, свидетельствующих об ускорении расширения, было найдено, что во Вселенной существует ранее неизвестная энергия с отрицательным давлением (см. [[Уравнение состояния (космология)|уравнения состояния]]). Её назвали «тёмной энергией».
Ранее существовавшие космологические модели предполагали, что расширение Вселенной замедляется. Они исходили из предположения, что основную часть массы Вселенной составляет [[Материя (физика)|материя]] — как видимая, так и невидимая ([[тёмная материя]]). На основании новых наблюдений, свидетельствующих об ускорении расширения, было найдено, что во Вселенной существует ранее неизвестная энергия с отрицательным давлением (см. [[Уравнение состояния (космология)|уравнения состояния]]). Её назвали «тёмной энергией».


По имеющимся оценкам, ускоряющееся расширение Вселенной началось приблизительно 5 миллиардов лет назад. Предполагается, что до этого расширение замедлялось благодаря гравитационному действию [[тёмная материя|тёмной материи]] и [[барион]]ной материи. [[Плотность]] барионной материи в расширяющейся Вселенной уменьшается быстрее, чем плотность тёмной энергии. В конце концов, тёмная энергия начинает преобладать. Например, когда объём Вселенной удваивается, плотность барионной материи уменьшается вдвое, а плотность тёмной энергии остается почти неизменной (или точно неизменной — в варианте с [[Космологическая постоянная|космологической константой]]).
По имеющимся оценкам, ускоряющееся расширение Вселенной началось приблизительно 5 миллиардов лет назад. Предполагается, что до этого расширение замедлялось благодаря гравитационному действию [[тёмная материя|тёмной материи]] и [[барион]]ной материи. [[Плотность]] барионной материи в расширяющейся Вселенной уменьшается быстрее, чем плотность тёмной энергии. В конце концов, тёмная энергия начинает преобладать. Например, когда объём Вселенной удваивается, плотность барионной материи уменьшается вдвое, а плотность [[Тёмная энергия|тёмной энергии]] остаётся почти неизменной (или точно неизменной — в варианте с [[Космологическая постоянная|космологической константой]]).


==Последствия для судьбы Вселенной==
== Последствия для судьбы Вселенной ==
{{нет ссылок в разделе|дата=8 августа 2020}}
Если ускоряющееся расширение Вселенной будет продолжаться бесконечно, то в результате [[галактика|галактики]] за пределами [[Сверхскопление Девы|нашего Сверхскопления галактик]] рано или поздно выйдут за [[горизонт событий]] и станут для нас невидимыми, поскольку их относительная скорость превысит [[скорость света]]. Это не является нарушением [[специальная теория относительности|специальной теории относительности]]. На самом деле невозможно даже определить «относительную скорость» в искривлённом [[Пространство-время|пространстве-времени]]. Относительная скорость имеет смысл и может быть определена только в плоском пространстве-времени, или на достаточно малом (стремящемся к нулю) участке искривлённого пространства-времени. Любая форма коммуникации далее пределов горизонта событий становится невозможной, и всякий контакт между объектами теряется. [[Земля]], [[Солнечная система]], [[Млечный Путь|наша Галактика]], и наше Сверхскопление будут видны друг другу и в принципе достижимы путём космических полётов, в то время как вся остальная Вселенная исчезнет вдали. Со временем наше Сверхскопление придёт в состояние [[тепловая смерть|тепловой смерти]], то есть осуществится сценарий, предполагавшийся для предыдущей, плоской модели Вселенной с преобладанием материи{{нет АИ|20|04|2015}}.
Если ускоряющееся расширение Вселенной будет продолжаться бесконечно, то в результате [[галактика|галактики]] за пределами [[Сверхскопление Девы|нашего Сверхскопления галактик]] рано или поздно выйдут за [[горизонт событий]], их относительная скорость превысит [[скорость света]], и мы всегда будем видеть их прошлое до момента ухода за горизонт со всё возрастающим красным смещением<ref>''Krauss M. et.al.: LIFE, THE UNIVERSE, AND NOTHING : LIFE AND DEATH IN AN EVER-EXPANDING UNIVERSE; 1999 October 12'' [https://iopscience.iop.org/article/10.1086/308434/pdf doi: 10.1086/308434]</ref>. Это не является нарушением [[специальная теория относительности|специальной теории относительности]] и уже произошло с достаточно далёкими галактиками. На самом деле трудно даже определить «относительную скорость» в искривлённом [[Пространство-время|пространстве-времени]]. Относительная скорость имеет смысл и может быть определена только в плоском пространстве-времени, или на достаточно малом (стремящемся к нулю) участке искривлённого пространства-времени. Любая форма коммуникации далее пределов горизонта событий становится невозможной, и всякий контакт между объектами теряется. [[Земля]], [[Солнечная система]], [[Млечный Путь|наша Галактика]], и наше Сверхскопление будут видны друг другу и в принципе достижимы путём космических полётов, в то время как вся остальная Вселенная исчезнет вдали. Со временем наше Сверхскопление придёт в состояние [[тепловая смерть|тепловой смерти]], то есть осуществится сценарий, предполагавшийся для предыдущей, плоской модели Вселенной с преобладанием материи.


Существуют и более экзотические гипотезы о будущем Вселенной. Одна из них предполагает, что [[фантомная энергия]] приведёт к т. н. «расходящемуся» расширению. Это подразумевает, что расширяющая сила действия тёмной энергии продолжит неограниченно увеличиваться, пока не превзойдёт все остальные силы во Вселенной. По этому сценарию, тёмная энергия со временем разорвёт все гравитационно связанные структуры Вселенной, затем превзойдёт силы электростатических и внутриядерных [[фундаментальные взаимодействия|взаимодействий]], разорвёт атомы, ядра и нуклоны и уничтожит Вселенную в [[Большой разрыв|Большом разрыве]].{{нет АИ|06|09|2016}}
Существуют и более экзотические гипотезы о будущем Вселенной. Одна из них предполагает, что [[фантомная энергия]] приведёт к т. н. «расходящемуся» расширению. Это подразумевает, что расширяющая сила действия тёмной энергии продолжит неограниченно увеличиваться, пока не превзойдёт все остальные силы во Вселенной. По этому сценарию, тёмная энергия со временем разорвёт все гравитационно связанные структуры Вселенной, затем превзойдёт силы электростатических и внутриядерных [[фундаментальные взаимодействия|взаимодействий]], разорвёт атомы, ядра и нуклоны и уничтожит Вселенную в [[Большой разрыв|Большом разрыве]].


С другой стороны, тёмная энергия может со временем рассеяться или даже сменить отталкивающее действие на притягивающее. В этом случае гравитация возобладает и приведёт Вселенную к «Большому Хлопку». Некоторые сценарии предполагают «циклическую модель» Вселенной. Хотя эти гипотезы пока не подтверждаются наблюдениями, они и не отвергаются полностью. Решающую роль в установлении конечной судьбы Вселенной (развивающейся по теории Большого Взрыва) должны сыграть точные измерения темпа ускорения.
С другой стороны, тёмная энергия может со временем рассеяться или даже сменить отталкивающее действие на притягивающее. В этом случае гравитация возобладает и приведёт Вселенную к «[[Большое сжатие|Большому хлопку]]». Основным недостатком этой модели является то, что силы [[Гравитация|гравитации]] и направление расширения вселенной могут быть [[Ортогональная система|ортогональными]] (например, если предположить, что пространство вселенной — трёхмерная [[гиперсфера]]), в этом случае гравитация не будет влиять на расширение вселенной. Гравитация также не может влиять на расширение вселенной, если причиной этого расширения является расширение самого пространства (гравитация действует лишь на материальные объекты, но не на пустое пространство). Впрочем, нельзя исключать возможность сжатия вселенной по иным причинам. Некоторые сценарии предполагают «[[Циклическая модель (космология)|циклическую модель]]» Вселенной. Хотя эти [[Гипотеза|гипотезы]] пока не подтверждаются наблюдениями, они и не отвергаются полностью. Решающую роль в установлении конечной судьбы Вселенной (развивающейся по теории Большого взрыва) должны сыграть точные измерения темпа ускорения.


== См. также ==
== См. также ==
Строка 75: Строка 74:
{{примечания}}
{{примечания}}


== Литература ==
== Ссылки ==
{{Навигация
⚫
* {{статья|автор=Ian Steer|заглавие=Who discovered Universe expansion?|ссылка=|язык=|издание=|год=2012|volume=|pages=|doi=|arxiv=1212.1359}}
|Портал = Астрономия
⚫
}}
⚫
* {{статья|автор=Ian Steer|заглавие=Who discovered Universe expansion?|ссылка=|язык=|издание=|год=2012|том=|страницы=|doi=|arxiv=1212.1359|nodot=1}}
* ''Swenson, Jim.'' [http://www.newton.dep.anl.gov/askasci/phy00/phy00812.htm Answer to a question about the expanding universe]{{ref-en}}

{{Внешние ссылки}}

⚫
{{Космология}}


[[Категория:Космология]]
[[Категория:Космология]]

Текущая версия от 04:24, 26 сентября 2024

Расшире́ние Вселе́нной — явление, состоящее в почти однородном и изотропном[1][2] расширении космического пространства в масштабах всей Вселенной, выводимое через наблюдаемое с Земли космологическое красное смещение[3].

Экспериментально расширение Вселенной подтверждается выполнением закона Хаббла, а также уменьшением светимости экстремально удалённых «стандартных свеч» (сверхновых типа Ia). Согласно теории Большого взрыва, Вселенная расширяется из начального сверхплотного и сверхгорячего состояния. Является ли это исходное состояние сингулярным (как предсказывает классическая теория гравитации — общая теория относительности) или нет — активно дебатируемый вопрос, разрешить который надеются разработкой квантовой теории гравитации.

Теоретически явление было предсказано и обосновано А. Фридманом (см. Вселенная Фридмана) на раннем этапе разработки общей теории относительности из общефилософских соображений об однородности и изотропности Вселенной.

Стадии

[править | править код]
Стадия Эволюция Параметр Хаббла
Инфляционная
Радиационное доминирование
Пылевая стадия
-доминирование
Космологические параметры по данным WMAP и Planck
WMAP[4] Planck[5]
Возраст Вселенной t0, млрд лет 13,75 ± 0,13 13,801 ± 0,024
H0, (км/с)/Мпк 71,0 ± 2,5 67,37 ± 0,54
Физический параметр плотности барионной материи Ωbh2 [6] 0,0226 ± 0,0006 0,02233 ± 0,00015
Физический параметр плотности тёмной материи Ωсh2 [6] 0,111 ± 0,006 0,1198 ± 0,0012
Физический параметр плотности материи Ωmh2 = (Ωb + Ωс)h2 [6] 0,1428 ± 0,0011
Общий параметр плотности Ωt 1,08+0,09
-0,07
Параметр плотности барионной материи Ωb 0,045 ± 0,003
Параметр плотности тёмной энергии ΩΛ 0,73 ± 0,03 0,6847 ± 0,0073
Параметр плотности тёмной материи Ωc 0,22 ± 0,03
Параметр плотности материи Ωm = Ωb + Ωc 0,3147 ± 0,0074

Расширение Вселенной в различных моделях

[править | править код]

Метрическое расширение пространства является увеличением расстояния между двумя отдалёнными частями Вселенной с течением времени. Метрическое расширение является ключевым элементом космологии Большого взрыва и математически моделируется с помощью метрики Фридмана — Леметра — Робертсона — Уокера (FLRW). Эта модель действует в современную эпоху только на больших масштабах (примерно масштабах скоплений галактик и выше). На меньших масштабах материальные объекты связаны друг с другом силой гравитационного притяжения, и такие связанные скопления объектов не расширяются.

Ускорение расширения Вселенной

[править | править код]
Основная статья: Ускоряющаяся Вселенная
См. также: Тёмная энергия

В конце 1990-х годов было обнаружено, что в удалённых галактиках, расстояние до которых было определено по закону Хаббла, сверхновые типа Ia имеют яркость ниже той, которая им полагается. Иными словами, расстояние до этих галактик, вычисленное по методу «стандартных свеч» (сверхновых Ia), оказывается больше расстояния, вычисленного на основании ранее установленного значения параметра Хаббла (за это открытие Сол Перлмуттер, Брайан П. Шмидт и Адам Рисс получили премию Шоу по астрономии за 2006 год, Нобелевскую премию по физике за 2011 год и Премию по фундаментальной физике Юрия Мильнера в 2015 году). Был сделан вывод, что Вселенная не просто расширяется, она расширяется с ускорением.

Ранее существовавшие космологические модели предполагали, что расширение Вселенной замедляется. Они исходили из предположения, что основную часть массы Вселенной составляет материя — как видимая, так и невидимая (тёмная материя). На основании новых наблюдений, свидетельствующих об ускорении расширения, было найдено, что во Вселенной существует ранее неизвестная энергия с отрицательным давлением (см. уравнения состояния). Её назвали «тёмной энергией».

По имеющимся оценкам, ускоряющееся расширение Вселенной началось приблизительно 5 миллиардов лет назад. Предполагается, что до этого расширение замедлялось благодаря гравитационному действию тёмной материи и барионной материи. Плотность барионной материи в расширяющейся Вселенной уменьшается быстрее, чем плотность тёмной энергии. В конце концов, тёмная энергия начинает преобладать. Например, когда объём Вселенной удваивается, плотность барионной материи уменьшается вдвое, а плотность тёмной энергии остаётся почти неизменной (или точно неизменной — в варианте с космологической константой).

Последствия для судьбы Вселенной

[править | править код]

Если ускоряющееся расширение Вселенной будет продолжаться бесконечно, то в результате галактики за пределами нашего Сверхскопления галактик рано или поздно выйдут за горизонт событий, их относительная скорость превысит скорость света, и мы всегда будем видеть их прошлое до момента ухода за горизонт со всё возрастающим красным смещением[7]. Это не является нарушением специальной теории относительности и уже произошло с достаточно далёкими галактиками. На самом деле трудно даже определить «относительную скорость» в искривлённом пространстве-времени. Относительная скорость имеет смысл и может быть определена только в плоском пространстве-времени, или на достаточно малом (стремящемся к нулю) участке искривлённого пространства-времени. Любая форма коммуникации далее пределов горизонта событий становится невозможной, и всякий контакт между объектами теряется. Земля, Солнечная система, наша Галактика, и наше Сверхскопление будут видны друг другу и в принципе достижимы путём космических полётов, в то время как вся остальная Вселенная исчезнет вдали. Со временем наше Сверхскопление придёт в состояние тепловой смерти, то есть осуществится сценарий, предполагавшийся для предыдущей, плоской модели Вселенной с преобладанием материи.

Существуют и более экзотические гипотезы о будущем Вселенной. Одна из них предполагает, что фантомная энергия приведёт к т. н. «расходящемуся» расширению. Это подразумевает, что расширяющая сила действия тёмной энергии продолжит неограниченно увеличиваться, пока не превзойдёт все остальные силы во Вселенной. По этому сценарию, тёмная энергия со временем разорвёт все гравитационно связанные структуры Вселенной, затем превзойдёт силы электростатических и внутриядерных взаимодействий, разорвёт атомы, ядра и нуклоны и уничтожит Вселенную в Большом разрыве.

С другой стороны, тёмная энергия может со временем рассеяться или даже сменить отталкивающее действие на притягивающее. В этом случае гравитация возобладает и приведёт Вселенную к «Большому хлопку». Основным недостатком этой модели является то, что силы гравитации и направление расширения вселенной могут быть ортогональными (например, если предположить, что пространство вселенной — трёхмерная гиперсфера), в этом случае гравитация не будет влиять на расширение вселенной. Гравитация также не может влиять на расширение вселенной, если причиной этого расширения является расширение самого пространства (гравитация действует лишь на материальные объекты, но не на пустое пространство). Впрочем, нельзя исключать возможность сжатия вселенной по иным причинам. Некоторые сценарии предполагают «циклическую модель» Вселенной. Хотя эти гипотезы пока не подтверждаются наблюдениями, они и не отвергаются полностью. Решающую роль в установлении конечной судьбы Вселенной (развивающейся по теории Большого взрыва) должны сыграть точные измерения темпа ускорения.

См. также

[править | править код]

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ John Soltis, Arya Farahi, Dragan Huterer, C. Michael Liberato II Percent-Level Test of Isotropic Expansion Using Type Ia Supernovae Архивная копия от 4 мая 2019 на Wayback Machine // arXiv.org 19 Feb 2019
  2. ↑ Известно научное исследование, свидетельствующее об анизотропии расширения Вселенной. // K. Migkas, G. Schellenberger, T. H. Reiprich, F. Pacaud, M. E. Ramos-Ceja, L. Lovisari //Probing cosmic isotropy with a new X-ray galaxy cluster sample through the LX−T scaling relation // arXiv.org 7 Apr 2020
  3. ↑ Красное смещение. Дата обращения: 16 января 2015. Архивировано 16 января 2015 года.
  4. ↑ Jarosik N. et.al. (WMAP Collaboration). Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results (PDF). nasa.gov. Дата обращения: 4 декабря 2010. Архивировано 16 августа 2012 года. (from NASA’s WMAP Documents Архивная копия от 30 ноября 2010 на Wayback Machine page)
  5. ↑ Aghanim N. et al. (Planck Collaboration). Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — 2020. — Vol. 641. — P. A6. — doi:10.1051/0004-6361/201833910. — Bibcode: 2020A&A...641A...6P. — arXiv:1807.06209.
  6. ↑ 1 2 3 Физический параметр плотности соответствует параметру плотности, умноженному на приведённую постоянную Хаббла h = H0 / (100 км·с−1·Мпк−1)
  7. ↑ Krauss M. et.al.: LIFE, THE UNIVERSE, AND NOTHING : LIFE AND DEATH IN AN EVER-EXPANDING UNIVERSE; 1999 October 12 doi: 10.1086/308434

Ссылки

[править | править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/ruwiki/w/index.php?title=Расширение_Вселенной&oldid=140406865