Ускоряющееся расширение Вселенной

Часть серии по
Физическая космология
Большой взрыв  · Вселенная Возраст вселенной Хронология Вселенной
Ранняя вселенная Эпоха Планка Эпоха великого объединения Электрослабая эпоха Кварковая эпоха Адронная эпоха Лептонная эпоха Фотонная эпоха Нуклеосинтез Большого взрыва Инфляция Темные времена Звездная эра Фоны Космический фоновый радиационный фон (CBR) Фон гравитационных волн (ФГВ) Космический микроволновый фон (CMB)  · Космический нейтринный фон (CNB) Космический инфракрасный фон (ИНБ)
Расширение  · Будущее Закон Хаббла  · Красное смещение Расширение Вселенной Ускоряющееся расширение Вселенной Сопутствующие и правильные расстояния Метрика FLRW  · Уравнения Фридмана Неоднородная космология Хронология далекого будущего Будущее расширяющейся Вселенной Конечная судьба вселенной Тепловая смерть вселенной Большой разрыв Большой хруст Большой отскок Распад ложного вакуума
Компоненты  · Структура Составные части Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя Вырожденная материя Нейтроний Вопрос КХД Странное дело Отрицательное вещество Энергия Отрицательная энергия Нулевая энергия Энергия вакуума Радиация Фоновое излучение Темная энергия Квинтэссенция Фантомная энергия Темная материя Холодная темная материя Теплая темная материя Смешанная темная материя Горячая темная материя Светлая темная материя Самовзаимодействующая темная материя Скалярное поле темная материя Темное излучение Темная жидкость Темный поток Зеркальное дело Структура Форма вселенной Реионизация  · Формирование структуры Формирование галактики Мультивселенная Вселенная Наблюдаемая Вселенная Объем Хаббла Крупномасштабная конструкция Большая группа квазаров Нить галактики Сверхскопление Скопление галактик Группа галактик Местная группа Галактика Ореол темной материи Звездное скопление Солнечная система Планетная система Пустота
Эксперименты Бумеранг Исследователь космического фона (COBE) Обзор темной энергии Евклид Проект Illustris Обсерватория Веры К. Рубин Космическая обсерватория Планка Слоан цифровой обзор неба (SDSS) Обзор красного смещения галактики 2dF ("2dF") ВселеннаяМашина Микроволновый датчик анизотропии Wilkinson (WMAP)
Ученые Ааронсон Альфвен Альфер Бхарадвадж Коперник де Ситтер Дике Эддингтон Элерс Эйнштейн Эллис Фридман Галилео Гамов Guth Хаббл Лемэтр Linde Mather Ньютон Penzias Вбивать в голову Шмидт Шварцшильд Гладкий Старобинский Steinhardt Suntzeff Сюняев Толман Уилсон Зельдович
История темы Открытие космического микроволнового фонового излучения История теории большого взрыва Религиозные интерпретации теории большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория  Астрономический портал
v т е

Наблюдения показывают , что расширение по Вселенной ускоряется, таким образом, что скорость , при которой далекой галактике отступает от наблюдателя непрерывно увеличивается со временем. ^{[1] [2] [3]}

Ускоренное расширение было обнаружено в течение 1998 года двумя независимыми проектами, проектом Supernova Cosmology Project и группой поиска сверхновых High-Z , которые оба использовали далекие сверхновые типа Ia для измерения ускорения. ^{[4] [5] [6]} Идея заключалась в том, что, поскольку сверхновые типа Ia имеют почти такую ​​же внутреннюю яркость ( стандартная свеча ), и поскольку объекты, находящиеся дальше, кажутся более тусклыми, мы можем использовать наблюдаемую яркость этих сверхновых для измерения расстояние до них. Затем расстояние можно сравнить с космологическим красным смещением сверхновой , которое измеряет, насколько Вселенная расширилась с момента возникновения сверхновой. ^[7]Неожиданным результатом стало то, что объекты во Вселенной удаляются друг от друга с ускоренной скоростью. Космологи в то время ожидали, что скорость удаления всегда будет замедляться из-за гравитационного притяжения материи во Вселенной. Три члена этих двух групп впоследствии были удостоены Нобелевских премий за свое открытие. ^[8] Подтверждающие доказательства были найдены в барионных акустических колебаниях и при анализе скоплений галактик.

Считается, что ускоренное расширение Вселенной началось с тех пор, как Вселенная вступила в эпоху доминирования темной энергии примерно 4 миллиарда лет назад. ^{[9] [примечания 1]} В рамках общей теории относительности ускоренное расширение можно объяснить положительным значением космологической постоянной Λ , эквивалентным наличию положительной энергии вакуума , получившей название « темная энергия ». Хотя есть альтернативные возможные объяснения, описание, предполагающее темную энергию (положительное Λ ), используется в текущей стандартной модели космологии , которая также включает холодную темную материю.(CDM) и известна как модель Lambda-CDM .

Фон [ править ]

За десятилетия, прошедшие с момента обнаружения космического микроволнового фона (CMB) в 1965 году ^[10], модель Большого взрыва стала наиболее распространенной моделью, объясняющей эволюцию нашей Вселенной. Уравнение Фридмана определяет, как энергия Вселенной управляет ее расширением.

${\ displaystyle H ^ {2} = {\ left ({\ frac {\ dot {a}} {a}} \ right)} ^ {2} = {\ frac {8 {\ pi} G} {3} } \ rho - {\ frac {{\ kappa} c ^ {2}} {a ^ {2}}}}$

где κ представляет собой кривизну Вселенной , a ( t ) - масштабный фактор , ρ - полная плотность энергии Вселенной, а H - параметр Хаббла . ^[11]

Определим критическую плотность

${\ displaystyle \ rho _ {c} = {\ frac {3H ^ {2}} {8 {\ pi} G}}}$

и параметр плотности

${\ displaystyle \ Omega = {\ frac {\ rho} {\ rho _ {c}}}}$

Затем мы можем переписать параметр Хаббла как

${\ displaystyle H (a) = H_ {0} {\ sqrt {{\ Omega _ {k} a ^ {- 2} + \ Omega} _ {m} a ^ {- 3} + \ Omega _ {r} a ^ {- 4} + \ Omega _ {\ mathrm {DE}} a ​​^ {- 3 (1 + w)}}}}$

где четыре предполагаемых фактора, вносящих вклад в плотность энергии Вселенной, - это кривизна , материя , излучение и темная энергия . ^[12] Каждый из компонентов уменьшается с расширением Вселенной (увеличение масштабного фактора), за исключением, возможно, члена темной энергии. Именно значения этих космологических параметров используют физики для определения ускорения Вселенной.

Уравнение ускорения описывает эволюцию масштабного фактора во времени.

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

где давление P определяется выбранной космологической моделью. (см. пояснительные модели ниже)

Одно время физики были настолько уверены в замедлении расширения Вселенной, что ввели так называемый параметр замедления q ₀ . ^{[13] [ необходима страница ]} Текущие наблюдения показывают, что этот параметр замедления отрицательный.

Отношение к инфляции [ править ]

Согласно теории космической инфляции , очень ранняя Вселенная пережила период очень быстрого квазиэкспоненциального расширения. Хотя временной масштаб для этого периода расширения был намного короче, чем у текущего расширения, это был период ускоренного расширения с некоторым сходством с текущей эпохой.

Техническое определение [ править ]

Определение «ускорение расширения» является то , что вторая производная по времени космического масштабного коэффициента, является положительной, что эквивалентно параметром замедления , , будучи отрицательным. Однако заметьте, что это не означает, что параметр Хаббла увеличивается со временем. Поскольку параметр Хаббла определяется как , из определений следует, что производная параметра Хаббла определяется выражением${\ Displaystyle {\ ddot {а}}}$${\ displaystyle q}$${\ Displaystyle Н (т) \ экв {\ точка {а}} (т) / а (т)}$

${\ displaystyle {\ frac {dH} {dt}} = - H ^ {2} (1 + q)}$

так что параметр Хаббла со временем уменьшается, если только . Предпочтение отдается наблюдению , что подразумевает, что это положительно, но отрицательно. По сути, это означает, что космическая скорость удаления любой конкретной галактики увеличивается со временем, но ее соотношение скорость / расстояние все еще уменьшается; таким образом, различные галактики, расширяющиеся по сфере фиксированного радиуса, в более поздние времена пересекают сферу медленнее.${\ displaystyle q <-1}$${\ displaystyle q \ приблизительно -0,55}$${\ Displaystyle {\ ddot {а}}}$${\ displaystyle dH / dt}$

Как видно из выше , что в случае «нулевого ускорения / замедления» соответствует линейная функция , , , и .${\ Displaystyle а (т)}$${\ displaystyle t}$${\ displaystyle q = 0}$${\ displaystyle {\ dot {a}} = const}$${\ Displaystyle Н (т) = 1 / т}$

Доказательства ускорения [ править ]

Чтобы узнать о скорости расширения Вселенной, мы смотрим на соотношение звездных величин и красного смещения астрономических объектов, используя стандартные свечи , или их соотношение расстояния и красного смещения, используя стандартные линейки . Мы также можем посмотреть на рост крупномасштабной структуры и обнаружить, что наблюдаемые значения космологических параметров лучше всего описываются моделями, которые включают ускоряющееся расширение.

Наблюдение за сверхновой [ править ]

В 1998 году первое свидетельство ускорения было получено при наблюдении сверхновых типа Ia , которые представляют собой взрывающиеся белые карлики , превысившие предел своей устойчивости . Поскольку все они имеют одинаковую массу, их собственная светимость может быть стандартизирована. Для обнаружения сверхновых используется повторное отображение выбранных областей неба, а затем последующие наблюдения дают их пиковую яркость, которая преобразуется в величину, известную как расстояние светимости (подробности см. В разделе « Измерения расстояний в космологии» ). ^[14] Спектральные линии их света можно использовать для определения их красного смещения .

Для сверхновых с красным смещением менее 0,1 или временем прохождения света менее 10% возраста Вселенной это дает почти линейную зависимость между расстоянием и красным смещением в соответствии с законом Хаббла . На больших расстояниях, поскольку скорость расширения Вселенной менялась со временем, соотношение расстояние-красное смещение отклоняется от линейности, и это отклонение зависит от того, как скорость расширения изменялась с течением времени. Полный расчет требует компьютерного интегрирования уравнения Фридмана, но простой вывод может быть приведен следующим образом: красное смещение z непосредственно дает космический масштабный коэффициент в момент взрыва сверхновой.

${\ Displaystyle а (т) = {\ гидроразрыва {1} {1 + z}}}$

Таким образом, сверхновая с измеренным красным смещением z = 0,5 означает, что Вселенная была1/1 + 0,5 знак равно 2/3своего нынешнего размера, когда взорвалась сверхновая. В случае ускоренного расширения, положительное значение было меньше в прошлом, чем сегодня. Таким образом, ускоряющейся Вселенной потребовалось больше времени, чтобы расшириться от 2/3 до 1 раза от ее нынешнего размера, по сравнению с неускоряющейся Вселенной с постоянным и таким же современным значением постоянной Хаббла. Это приводит к большему времени прохождения света, большему расстоянию и более слабым сверхновым, что соответствует фактическим наблюдениям. Адам Рисс и др. обнаружили, что «расстояния до SNe Ia с большим красным смещением были в среднем на 10–15% больше, чем ожидалось во Вселенной с низкой плотностью массы Ω _M = 0,2 без космологической постоянной». ^[15]${\ Displaystyle {\ ddot {а}}}$${\ displaystyle {\ dot {a}}}$${\ displaystyle {\ dot {a}}}$ Это означает, что измеренные расстояния с большим красным смещением были слишком большими по сравнению с ближайшими расстояниями для замедляющейся Вселенной. ^[16]

Барионные акустические колебания [ править ]

В ранней Вселенной до того, как произошли рекомбинация и разделение , фотоны и материя существовали в первичной плазме . Точки с более высокой плотностью в фотонно-барионной плазме сжимались под действием силы тяжести, пока давление не становилось слишком большим, и они снова расширялись. ^{[13] [ необходима страница ]} Это сжатие и расширение создавало в плазме вибрации, аналогичные звуковым волнам . Поскольку темная материя взаимодействует только гравитационно, она осталась в центре звуковой волны, источнике первоначальной сверхплотности. Когда произошло разделение, примерно через 380000 лет после Большого взрыва,^[17] фотоны отделились от материи и смогли свободно течь через Вселенную, создавая космический микроволновый фон, каким мы его знаем. Это оставило оболочки барионной материи на фиксированном радиусе от сверхплотности темной материи, на расстоянии, известном как звуковой горизонт. По прошествии времени, когда Вселенная расширилась, именно при этих анизотропии плотности материи начали формироваться галактики. Таким образом, глядя на расстояния, на которых галактики с разным красным смещением стремятся к скоплению, можно определить расстояние стандартного углового диаметра и использовать его для сравнения с расстояниями, предсказанными различными космологическими моделями.

Пики были найдены в корреляционной функции (вероятность того, что две галактики будет определенное расстояние друг от друга) в 100 ч ^-1 Мпк , ^[12] (где ч является безразмерная постоянная Хаббла ) , указывающий , что это размер звукового горизонта сегодня и сравнивая это со звуковым горизонтом во время разделения (с помощью реликтового излучения), мы можем подтвердить ускоренное расширение Вселенной. ^[18]

Скопления галактик [ править ]

Измерение функций масс скоплений галактик , которые описывают плотность скоплений выше пороговой массы, также дает доказательства наличия темной энергии ^{[ требуется дополнительное объяснение ]} . ^[19] Путем сравнения этих функций масс на больших и малых красных смещениях с предсказанными различными космологическими моделями, получены значения w и Ω _m , которые подтверждают низкую плотность вещества и ненулевое количество темной энергии. ^[16]

Возраст вселенной [ править ]

Имея космологическую модель с определенными значениями космологических параметров плотности, можно интегрировать уравнения Фридмана и определить возраст Вселенной.

${\ displaystyle t_ {0} = \ int _ {0} ^ {1} {\ frac {da} {\ dot {a}}}}$

Сравнивая это с фактическими измеренными значениями космологических параметров, мы можем подтвердить справедливость модели, которая ускоряется сейчас и имела более медленное расширение в прошлом. ^[16]

Гравитационные волны как стандартные сирены [ править ]

Недавние открытия гравитационных волн с помощью LIGO и VIRGO ^{[20] [21] [22]} не только подтвердили предсказания Эйнштейна, но и открыли новое окно во Вселенную. Эти гравитационные волны могут работать как стандартные сирены для измерения скорости расширения Вселенной. Abbot et al. В 2017 году значение постоянной Хаббла составило примерно 70 километров в секунду на мегапарсек. ^[20] Амплитуды деформации «h» зависят от масс объектов, вызывающих волны, расстояния от точки наблюдения и частоты обнаружения гравитационных волн. Соответствующие меры расстояния зависят от космологических параметров, таких как постоянная Хаббла для близлежащих объектов ^[20]и будет зависеть от других космологических параметров, таких как плотность темной энергии, плотность материи и т. д. для далеких источников. ^{[23] [22]}

Пояснительные модели [ править ]

Темная энергия [ править ]

Самым важным свойством темной энергии является то, что она имеет отрицательное давление (отталкивающее действие), которое относительно однородно распределяется в пространстве.

${\ displaystyle P = wc ^ {2} \ rho}$

где c - скорость света, а ρ - плотность энергии. Различные теории темной энергии предполагают разные значения w , причем w <-1/3для космического ускорения (это приводит к положительному значению ä в уравнении ускорения выше).

Самое простое объяснение темной энергии состоит в том, что это космологическая постоянная или энергия вакуума ; в этом случае w = −1 . Это приводит к модели лямбда-CDM , которая с 2003 года по настоящее время известна как Стандартная модель космологии, поскольку это простейшая модель, хорошо согласующаяся с множеством недавних наблюдений. Riess et al. обнаружили, что их результаты из наблюдений сверхновых благоприятствовали расширяющимся моделям с положительной космологической постоянной ( Ω _λ > 0 ) и текущим ускоренным расширением ( q ₀ <0 ). ^[15]

Фантомная энергия [ править ]

Текущие наблюдения допускают возможность космологической модели, содержащей компонент темной энергии с уравнением состояния w <−1 . Эта фантомная плотность энергии станет бесконечной за конечное время, вызывая такое огромное гравитационное отталкивание, что Вселенная потеряет всю структуру и закончится Большим разрывом . ^[24] Например, для w = -3/2и H ₀  = 70 км · с ⁻¹ · Мпк ⁻¹ , время, оставшееся до конца Вселенной в этом Большом разломе, составляет 22 миллиарда лет. ^[25]

Альтернативные теории [ править ]

Есть много альтернативных объяснений ускоряющейся Вселенной. Некоторые примеры - квинтэссенция , предложенная форма темной энергии с непостоянным уравнением состояния, плотность которой со временем уменьшается. Отрицательная масса космология не предполагает , что плотность массы Вселенной положительна (как это сделано в наблюдениях сверхновых), и вместо этого находит отрицательную космологическую постоянную. Бритва Оккама также предполагает, что это «более экономная гипотеза». ^{[26] [27]} Темная жидкость - альтернативное объяснение ускоренного расширения, которое пытается объединить темную материю и темную энергию в единую структуру. ^[28]В качестве альтернативы, некоторые авторы утверждали, что ускоренное расширение Вселенной могло быть связано с отталкивающим гравитационным взаимодействием антивещества ^{[29] [30] [31]} или отклонением законов гравитации от общей теории относительности, таких как массивная гравитация , что означает, что сами гравитоны имеют массу. ^[32] Измерение скорости гравитации с помощью гравитационно-волнового события GW170817 исключило многие модифицированные теории гравитации как альтернативное объяснение темной энергии. ^{[33] [34] [35]}

Другой тип модели, гипотеза обратной реакции ^{[36] [37],} была предложена космологом Сикси Рясяненом ^[38] : ^[38] скорость расширения неоднородна, но мы находимся в области, где расширение происходит быстрее, чем фон. Неоднородности в ранней Вселенной вызывают образование стенок и пузырей, в которых внутри пузыря меньше вещества, чем в среднем. Согласно общей теории относительности, пространство менее искривлено, чем стены, и поэтому кажется, что оно имеет больший объем и более высокую скорость расширения. В более плотных областях расширение замедляется более сильным гравитационным притяжением. Следовательно, внутренний коллапс более плотных областей выглядит так же, как ускоренное расширение пузырьков, что приводит нас к выводу, что Вселенная подвергается ускоренному расширению.^[39] Преимущество в том, что это не требует какой-либо новой физики, такой как темная энергия. Рясянен не считает эту модель вероятной, но без какой-либо фальсификации она должна оставаться возможной. Для работы потребуются довольно большие колебания плотности (20%). ^[38]

Последняя возможность состоит в том, что темная энергия - это иллюзия, вызванная некоторой погрешностью в измерениях. Например, если мы находимся в более пустой, чем в среднем, области пространства, наблюдаемая скорость космического расширения может быть ошибочно принята за изменение во времени или за ускорение. ^{[40] [41] [42] [43]} Другой подход использует космологическое расширение принципа эквивалентности, чтобы показать, как может казаться, что пространство расширяется быстрее в пустотах, окружающих наше локальное скопление. Будучи слабыми, такие эффекты, совокупно рассматриваемые в течение миллиардов лет, могут стать значительными, создавая иллюзию космического ускорения и создавая впечатление, будто мы живем в пузыре Хаббла . ^{[44] [45] [46]}Еще одна возможность состоит в том, что ускоренное расширение Вселенной является иллюзией, вызванной нашим относительным движением по отношению к остальной Вселенной ^{[47] [48],} или что использованный размер выборки сверхновых не был достаточно большим. ^{[49] [50]}

Теории последствий для Вселенной [ править ]

По мере расширения Вселенной плотность излучения и обычной темной материи уменьшается быстрее, чем плотность темной энергии (см. Уравнение состояния ), и, в конечном итоге, темная энергия доминирует. В частности, когда масштаб Вселенной удваивается, плотность материи уменьшается в 8 раз, но плотность темной энергии почти не меняется (она точно постоянна, если темная энергия является космологической постоянной ). ^{[13] [ необходима страница ]}

В моделях, где темная энергия является космологической постоянной, Вселенная будет экспоненциально расширяться со временем в далеком будущем, приближаясь к Вселенной де Ситтера . В конечном итоге это приведет к исчезновению всех свидетельств Большого взрыва, поскольку космический микроволновый фон смещается в красную сторону в сторону более низких интенсивностей и более длинных волн. В конце концов, его частота будет достаточно низкой, чтобы он был поглощен межзвездной средой и таким образом был закрыт для любого наблюдателя в галактике. Это произойдет, когда возраст Вселенной будет меньше чем в 50 раз больше своего нынешнего возраста, что приведет к концу космологии в том виде, в каком мы ее знаем, поскольку далекая Вселенная станет темной. ^[51]

Постоянно расширяющаяся Вселенная с ненулевой космологической постоянной имеет плотность массы, уменьшающуюся со временем. В таком сценарии текущее понимание заключается в том, что вся материя будет ионизироваться и распадаться на изолированные стабильные частицы, такие как электроны и нейтрино , при этом все сложные структуры рассеиваются. ^[52] Этот сценарий известен как « тепловая смерть Вселенной ».

Альтернативы окончательной судьбе вселенной включают упомянутый выше Большой разрыв , Большой скачок , Большое замораживание или Большой хруст .

См. Также [ править ]

Примечания [ править ]

Ссылки [ править ]