Содержание
«Тяжелый» электрон и судьбы Вселенной
Московский Государственный Университет им. М.В.Ломоносова Романов В.В., Томс К.С. Москва 2002г. Часто приходится слышать о том, что наша Вселенная обладает 1. Начало эволюции Вселенной и лептонная эра Мы не будем подробно останавливаться на этапах развития T = 1010t-1/2. Время t здесь выражается в секундах, а температура Т — в Кельвинах.
В условиях термодинамического равновесия, которое W(E) = Aexp(-E/kT) Пусть n1 = Am1c 2/kT1 — число 2. После лептонной эры. Первичный нуклеосинтез. Итак, с окончанием лептонной эры прекращается образование n = exp{-(mn -m p)c2/kT} В нашей Вселенной n приблизительно равно 1/5, тогда как при температуре
n + p реакция идет за счет сильного взаимодействия p + p + e— реакция идет за счет слабого взаимодействия
d + n
Распространенность гелия определяется формулой Y(He) = 4H + 3H 7Li + Образование 12С, 3. Нестабильность водорода. По-видимому, самым интересным эффектом p + e—n + , процесс идет за счет слабого взаимодействия 4. Стабильность нейтрона. Другим интересным эффектом станет стабильность нейтрона. n Разность масс протона и нейтрона (данные Particle Date Group, 2000г.) 5. Дальнейшая эволюция. Плотность вещества, звездообразование и отсутствие |
5331.5 МэВ. Мы не будем касаться
Адронная эра продолжается до 10-4
5 МэВ,
Для человеческого организма, состоящего на 70% из воды этоЧто такое вселенная. Динамика и размножение
Борис Штерн
«Троицкий вариант — Наука» № 14(333), 13 июля 2021 года
Оригинал статьи на сайте «Троицкого варианта»
Продолжаем публиковать заметки из серии «Космологический ликбез», которые, возможно, станут главами новой книги (рабочий вариант названия «Острые углы космологии», автор Б. Штерн, научный редактор Валерий Рубаков). В предыдущей статье речь шла о геометрии и кинематике вселенной (с маленькой буквы — имеется в виду обобщенное понятие).
4}T_{\mu\nu}. \)
Мы приводим его, не призывая читателя разбираться глубоко, тут потребовалась бы еще страница комментариев с дополнительными формулами. Слева — свойства пространства-времени, определяемые метрическим тензором gμν (матрица 4×4), справа — материя, параметризуемая тензором энергии-импульса Tμν (тоже матрица 4×4), G — гравитационная постоянная. Rμν называется «тензор Риччи», R — скалярная кривизна; они построены из метрического тензора и его производных. На самом деле здесь 16 нелинейных уравнений, но не все они независимы. Число независимых переменных (параметров метрики) в общем случае — шесть.
Решения могут быть достаточно сложными (например, поиски решения для вращающейся черной дыры заняли десятилетия). Так как в уравнении много переменных, в его решениях есть немало интересных эффектов. Например, близ вращающегося тела пространство не только искривляется, но и закручивается.
Однако уравнения ОТО радикально упрощаются, если применить их к целой вселенной — однородной и изотропной.
2. \)
Здесь \( \dot a \) — производная масштабного фактора по времени, κ — знак кривизны пространства, R имеет смысл радиуса кривизны пространства в момент, когда a = 1, ρ — плотность энергии, включая плотность энергии, заключенной в массе покоя вещества ρmc2. В нашей Вселенной радиус кривизны R огромен, поэтому второй член в правой части пренебрежимо мал, причем он был мал уже в самой ранней Вселенной. Дальнейшее определяется тем, как плотность энергии меняется по мере расширения / сжатия вселенной, т. е. как она зависит от масштабного фактора a. Это определяется так называемым уравнением состояния, задающим связь между плотностью энергии ρϵ и давлением p. Здесь есть три основных варианта.
Пылевидное уравнение состояния (нерелятивистская материя, p ~ 0)
Почти вся энергия современной Вселенной заключена в массе покоя вещества — звезды, межзвездный газ, холодная темная материя.
Давление в ней пренебрежимо мало — это и есть пылевидное уравнение состояния. Энергия в сопутствующем объеме не меняется, а в естественной единице объема меняется как ρ ~ 1/a3. В данном случае энергия — это энергия покоя вещества, плотность которой убывает как плотность числа частиц. Если пространство плоское (евклидово), т. е. κ = 0, то решение описывает вечное расширение с замедлением: a(t) ~ t2/3, где предполагается, что вселенная возникла при t = 0 из бесконечно плотного состояния (a = 0). Если кривизна положительна (κ = 1), то второй член уравнения Фридмана (−κс2/(Ra)2) со временем при росте a «перешибает» первый член (~1/a3), расширение останавливается и сменяется сжатием, которое заканчивается коллапсом вселенной в сингулярность. Если же кривизна изначально отрицательна (для этого, в предположении об однородности и изотропии вселенной, эта вселенная должна быть изначально бесконечной), то расширение будет происходить вечно.
В 1960-х–1980-х годах данные по средней плотности нашей Вселенной указывали именно на этот вариант. Вещества явно не хватало, чтобы «замкнуть» Вселенную. Теперь пришли к тому, что можно смело полагать κ = 0 или считать, что радиус кривизны гигантский. Так и будем делать впредь. В нашей Вселенной второй член так мал (и к тому же становится еще меньше из-за ускоренного расширения пространства), что расширение, скорее всего, никогда не сменится сжатием, разве что если темная энергия перейдет в частицы, может произойти коллапс.
Релятивистское уравнение состояния (фотоны и ультрарелятивистские частицы, p = ρϵ/3)
В этом случае число частиц в единице объема падает как 1/a3, и энергия каждой частицы падает как 1/a. Подставляя ρ ~ 1/a4 в уравнение Фридмана, получаем решение a(t) ~ t1/2. В применении к нашей Вселенной: в возрасте около 50 тыс. лет релятивистское уравнение состояния перешло в пылевидное.
{1/2}\cdot a \), где коэффициент перед a в правой части постоянен (и эквивалентен знаменитому лямбда-члену). Подобное простейшее уравнение описывает размножение нейтронов при ядерном взрыве или бактерий в идеальной для них среде. Его решение всем прекрасно известно: a = ao · eHt, т. е. пространство расширяется экспоненциально. Коэффициент H в экспоненте тождественно равен постоянной Хаббла. Он выражается через плотность энергии вакуума как \( H=\sqrt{\frac{8\pi}{3}G_\rho} \). При экспоненциальном расширении пространство очень быстро становится плоским (евклидовым), вклад материи быстро вымирает, вообще перестает что-либо меняться. Возникает приближение к так называемому миру де-Ситтера, которое живет до тех пор, пока вакуум по каким-либо причинам теряет устойчивость.
Все три уравнения состояния имеют прямое отношение к нашей Вселенной. Сейчас — смесь вакуумного и пылевидного, причем в будущем будет доминировать вакуумное. Этот вакуум, дающий ускоренное расширение, называется темной энергией.
Мы не уверены, что это в точности вакуум: может быть, темная энергия — медленно меняющееся физическое поле, которое со временем ослабнет, превратится в длинноволновые колебания, и расширение Вселенной снова будет замедляться. С точки зрения холодной разреженной Вселенной будущего это будет выглядеть как новый Большой взрыв.
Пылевидная стадия доминировала при возрасте Вселенной от 50 тыс. до нескольких миллиардов лет. От Большого взрыва до 50 тыс. лет у Вселенной было релятивистское уравнение состояния. До Большого взрыва, согласно наиболее популярной теории инфляции, доминировал вакуум с экспоненциальным раздуванием пространства. Под Большим взрывом понимается начало горячей стадии вселенной — разогрев после инфляции.
Как рождаются и размножаются вселенные
Как уже сказано, вселенных может существовать сколько угодно. Сразу возникает вопрос: а где они, другие вселенные? Вопрос не имеет смысла, поскольку понятие «где» привязано к нашему пространству, к его координатам, которые невозможно продолжить за его пределы.
В примере с двумерной сферой-вселенной можно предположить, что где-то сбоку находится другая сфера-вселенная. Для двумерных обитателей первой вопрос о том, где вторая, бессмыслен в терминах их пространства. Они могут сказать: наверное, где-то в третьем измерении есть другая вселенная. В нашем примере они окажутся правы, но это будет не более чем догадка: они не могут знать, есть ли вообще третье измерение. Но лишнее измерение вовсе не обязательно — оно не требуется для существования разных пространств. Для того чтобы вести разговор о других вселенных, нам не надо предполагать, что мы живем на бране и есть просторное четвертое или пятое измерения — может, они есть, но, скорей всего, их нет, поскольку это лишняя сущность, которая требует для своего объяснения дополнительных усилий. Логичней просто отставить вопрос «где?» как лишенный смысла.
Есть один весьма привлекательный сценарий рождения и размножения вселенных. Он очень сильно связан с квантовой механикой. Звучит парадоксально: вселенная — нечто огромное, квантовая механика — явление микромира.
Тем не менее в самом истоке при огромных плотностях и ничтожных временах она определяет будущее бытие огромной вселенной.
Сценарий рождения вселенной, изложенный ниже, — всего лишь рассуждения, хотя он кажется весьма правдоподобным. Квантовая механика очень плохо поддается объяснению на пальцах, поэтому описать этот сценарий в популярной книге без чудовищных упрощений практически невозможно. Попробуем опереться на соотношение неопределенностей Гейзенберга: ΔE · Δt = ℏ/2, где ℏ — постоянная Планка (в других переменных Δp · Δx = ℏ/2). Обычно соотношение трактуется как невозможность одновременно измерить две величины с точностью лучшей, чем диктует эта простая формула. Но его можно приблизительно применять к разным «чудесам», которые квантовая механика разрешает. Например, туннелирование. Если частице, чтобы проскочить потенциальный барьер, надо провести под ним время Δt с нарушением закона сохранения энергии на величину ΔE (в конце энергетический баланс сойдется), так что для этих «дельт» выполняется соотношение неопределенности, то подбарьерный переход идет со свистом.
Даже если их произведение в k раз больше, чем ℏ/2, то туннелирование всё равно возможно, только с гораздо меньшей вероятностью: p ~ e−k — это имеет прямое отношение, например, к радиоактивным распадам ядер.
А нельзя ли объяснить рождение вселенной туннельным переходом из ничего в маленькую замкнутую вселенную? Это вполне легальная постановка вопроса. Проблема в том, что эта микроскопическая вселенная мгновенно схлопнется. Чтобы этого не произошло, она должна быть достаточно большой (много больше, чем так называемая планковская длина, 10−33 см) и нужно, чтобы она достаточно равномерно была заполнена так называемым инфлатоном — вакуумом ненулевой плотности. Тогда микроскопический зародыш вселенной начнет экспоненциально раздуваться, как это свойственно вакуумному уравнению состояния (см. выше). Это раздувание необратимо — вместо того чтобы тут же схлопнуться, пузырек пространства превращается в настоящую огромную вселенную, а точнее — в мультиверс (см.
ниже).
Квантовая механика дает еще один сюрприз. Благодаря ей в быстро раздувающейся вселенной возникает «рябь» из-за квантовых флуктуаций плотности. В нашей Вселенной амплитуда этой ряби, реконструированная через анизотропию реликтового излучения, ~10−5. Значение амплитуды можно очень грубо связать с плотностью инфлатона, исходя из принципа неопределенности. Здесь в роли временной неопределенности выступает время, за которое пространство растягивается в е-раз, это обратная величина постоянной Хаббла, т. е. Δt = 1/H, типичный размер пятен ряби в момент рождения — порядка радиуса сферы Хаббла с/Н. Отсюда флуктуация энергии инфлатона в объеме сферы Хаббла ΔE ~ ℏH, а энергия в этом объеме E ~ ρс2(с/Н)3, где ρс2 — плотность энергии инфлатона. Осталось выразить Н через ρ с помощью решения уравнения Фридмана для вакуума: Н2 ~ Gρ (см.
5\sim\frac{\rho}{\rho_{pl}}, \)
где ρpl — планковская плотность (ℏρG2/c5 ~ 1094 г/см3), при которой само пространство-время испытывает сильнейшие квантовые флуктуации. Здесь надо учесть, что энергия локальных возмущений пропорциональна квадрату амплитуды возмущений величины и плотности энергии инфлатона (как у гармонического осциллятора). В конечном счете получаем (Δρ/ρ)2 = ρ/ρpl. Значит, если относительная амплитуда возмущений плотности ~10−5, то инфляция в нашей Вселенной шла при Δρ/ρpl ~ 10−10.
Это то, что называется «оценка из соображений размерности». Оказывается, эта оценка дает примерно правильную величину тензорных возмущений пространства, из которых происходят реликтовые гравитационные волны. Но со скалярными возмущениями плотности дело обстоит сложней: они сильно зависят от природы инфлатона — от вида его потенциала, так что реальная оценка может отличаться больше чем на порядок.
И всё же мы ее приводим для приблизительной ориентации. Так мы видим, что инфляция шла при плотности энергии существенно ниже планковской. Более точные оценки, вытекающие из того, что мы не видим реликтовых гравитационных волн, — ρ/ρpl < 3 · 10−12, несмотря на то, что мы наблюдаем возмущения плотности Δρ/ρ ~ 10−5. Мы также видим, что сейчас тоже происходят квантовые флуктуации с относительной амплитудой ~10−60 (плотность темной энергии по отношению к планковской порядка 10−120).
Эти квантовые флуктуации, при их, казалось бы, ничтожной амплитуде в одну стотысячную и начальном размере 10−27 см, со временем превращаются в галактики и их скопления, что заслуживает отдельного разговора. Сейчас сосредоточимся на их роли в размножении вселенных. Представьте себе рябь на поверхности надуваемого шарика: там, где плотность энергии выше, поверхность растягивается быстрей — так работает общая теория относительности (в противоположность тому, что происходит в механике упругих материалов).
Если середина более плотного участка раздувается быстрее, чем его края, это можно изобразить как надувание выпуклости на пузыре. Экспонента создает из небольшой разницы в темпе расширения радикальный эффект: на шарике вырастает дочерний пузырь, на нем — еще один. Между родительскими и дочерними пузырями возникают перетяжки, пузыри обособляются в отдельные вселенные, а перетяжки превращаются в соединяющие их кротовые норы, которые быстро испаряются или просто становятся непроходимыми.
Это всё считается в рамках ОТО. Первыми этот сценарий рассчитали Виктор Березин, Вадим Кузьмин и Игорь Ткачев в 1983 году [1]. Они сделали это для вселенной на тонкостенной бране (тонкостенный трехмерный (3+1) пузырь в четырехмерном (4+1) пространстве). Брана, будучи технически более простым случаем, при этом не обязательна: в замкнутом пространстве без дополнительных измерений результат тот же.
Попытка визуализации размножения вселенных показана на рис. 1 в самом начале статьи. Рисунок рядом на самом деле информативней — пузыри, растущие из пузырей, имеют совершенно разный масштаб и образуют фрактальную структуру.
Пена вселенных — скорее метафора, она не отражает гигантской разницы масштабов пузырей. Опять встает вопрос — где они все размещаются при безудержном размножении? Да нигде — опять же вопрос «где?» подразумевает некое внешнее пространство, которого, скорее всего, нет. Каждая «помещается» в своем собственном пространстве.
Таков сценарий рождения и размножения вселенных. Размножение в процессе раздувания называется «вечной инфляцией». В сценарии есть два слабых места. Менее принципиальное: мы не знаем природы инфлатона, который раздул нашу Вселенную. В теории есть разумные идеи, откуда такой инфлатон может появиться. Более принципиальное слабое место: рассчитать процесс рождения вселенной «из ничего» мы не можем, можем только рассуждать о нем. Дело в том, что квантовая механика в современной теории не сочетается с сильной гравитацией. Существуют попытки решить эту проблему, одна из них — теория струн, но пока это лишь попытки. Зато вечная инфляция — гораздо более надежная концепция.
Она не связана с предельно сильной гравитацией, когда теория перестает работать. Там квантовая теория поля выступает лишь в виде небольших возмущений, с которыми можно оперировать. Про рождение вселенных в ходе вечной инфляции можно говорить гораздо уверенней.
Итак, космология однородной изотропной вселенной достаточно проста и сводится к трем основным случаям, каждый из которых играл роль в эволюции нашей Вселенной. Более-менее просматривается прошлое Вселенной до момента ~10−37 c, когда до квантовой гравитации еще далеко. Сам механизм рождения пока не виден во мгле квантовой гравитации. Но как только появился зародыш вселенной размером, например, 10−29 см, заполненный более-менее однородным инфлатоном, его дальнейшая судьба предопределена и понятна.
Автор благодарен Валерию Рубакову за ценные замечания и полезную информацию.
Литература
1. Berezin V. A., Kuzmin V. A., Tkachev I. I. Thin-wall vacuum domain evolution // Phys. Lett.
120B, 91 (1983).
Расширение Вселенной может закончиться на удивление скоро, говорят космологи
Для космологов происхождение Вселенной ясно. Они могут видеть, что галактики удаляются друг от друга с ускорением, и когда они воспроизводят это движение в обратном порядке, Вселенная сжимается до одного события. Это говорит о том, что все началось около 14 миллиардов лет назад в событии, которое мы сейчас называем Большим взрывом.
В отличие от этого космологам не так ясно, чем все это закончится. Одна из возможностей заключается в том, что расширение Вселенной будет продолжать ускоряться, движимое таинственной силой, называемой темной энергией. В этом случае расширение будет бесконечным и навсегда.
Но другой вариант заключается в том, что со временем роль темной энергии будет уменьшаться, что приведет к остановке ускоренного расширения и плавному переходу в медленное сжатие. Эта возможность четко согласуется с идеей о том, что Вселенная постоянно расширяется и сжимается в непрерывном цикле.
Эта вторая возможность поднимает интересный вопрос: когда все это может произойти?
Раньше, чем мы думаем
Теперь Космин Андрей из Принстонского университета и пара его коллег исследовали этот вопрос, используя теоретические модели, которые согласуются с текущими наблюдениями. И они говорят, что это может начаться раньше, чем мы думаем, возможно, в масштабах времени, измеряемых миллионами, а не миллиардами лет.
Андрей и его коллеги начинают с рассмотрения того, как свойства темной энергии могут измениться, оставаясь при этом совместимыми со Вселенной, которую астрономы наблюдают в настоящее время. Затем они рассчитывают минимальное время, прежде чем эти переходы могут начаться.
Результаты представляют интерес для чтения. Андрей и его коллеги говорят, что минимальное время до окончания ускорения «поразительно мало, космологически говоря». «На самом деле их можно сравнить с геологическими шкалами времени», — говорят они.
В одном из сценариев говорят, что минимальное время, оставшееся до конца расширения, примерно равно периоду существования жизни на Земле.
Это 3 или 4 миллиарда лет.
Шкала времени динозавров
В другом сценарии они подсчитали, что «интервал времени, оставшийся до окончания ускорения, меньше времени, прошедшего с тех пор, как астероид Чиксулуб положил конец динозаврам». Это всего 65 миллионов лет — мгновение ока по космологическим меркам.
Однако для астрономов есть плохие новости. Даже если расширение так скоро закончится, астрономы вряд ли увидят доказательства этого. «Любопытно, что мы не смогли обнаружить надвигающиеся драматические космические события, учитывая наилучшие доступные сегодня наблюдения», — говорят Андрей и его коллеги.
Это потому, что все доказательства исходят от удаленных объектов, которые излучали свет много миллиардов лет назад, таких как сверхновые звезды, и космического микроволнового фона, который является эхом самого Большого взрыва.
Эти объекты не будут показывать признаки этого изменения в течение долгого времени, хотя авторы предполагают, что могут быть другие способы поиска его.
Андрей и заканчиваются обсуждением того, почему конец экспансии должен произойти именно сейчас, в то самое время, когда жизнь появилась, чтобы засвидетельствовать это. В ответ они указывают, что в циклической Вселенной, которая попеременно расширяется и сжимается, в каждом цикле есть лишь короткое время, когда созреют условия для возникновения жизни. И это примерно сейчас.
Все это приводит к ошеломляющему выводу: «конец расширения может произойти на удивление скоро», — говорят они. Хотя причин терять сон пока нет.
Ссылка: Конец расширения: arxiv.org/abs/2201.07704
Где кончается Вселенная?
Космологические зонды исследуют тайны, о которых люди задавались вопросом с тех пор, как впервые посмотрели на звезды. Появляются некоторые ответы.
Бесконечен ли космос?
Текущие модели (подтвержденные экспериментальными данными) предполагают, что Вселенная бесконечно велика и существует уже 13,7 миллиардов лет с момента ее возникновения.
Но язык вносит много путаницы в картину. Мы можем видеть только часть Вселенной ¯ только в пределах сферы, движущейся галопом к Земле с радиусом, равным расстоянию, которое преодолевает свет при возрасте Вселенной в 13,7 миллиардов лет. Остальная часть Вселенной для нас невидима.
Что спросили читатели:
|
«Итак, я бы сказал, что заявление о том, что Вселенная определенно бесконечна, может быть слегка преувеличением наших утверждений, поскольку мы на самом деле не знаем, что она бесконечна за пределами нашей наблюдаемой Вселенной, но у нас нет веских оснований полагать, что это так.
не бесконечно», астрофизик
Электронная почта Тамары Дэвис.
Кроме того, расширяющаяся природа нашей Вселенной усложняет понимание. Фотон, путешествующий 13,7 миллиарда лет, преодолевает расстояние более 13,7 миллиарда световых лет, потому что Вселенная расширяется. Фотон движется через пространство примерно в три раза больше (46 миллиардов световых лет).
Итак, мы должны говорить о двух Вселенных ¯ Целой Вселенной и Вселенной Видимой, но часто небрежно называем их обеими одним и тем же термином: Вселенная. Это руб. Итак, когда космологи говорят о ранней Вселенной размером с грейпфрут, они вводят нас в заблуждение, по большому счету.
Космологи имеют в виду, что часть Вселенной, которую мы сейчас видим (нынешняя Видимая Вселенная), раньше была размером с грейпфрут, астрофизики
Чарли Лайнуивер и Тамара Дэвис пишут в Scientific American. Но Вся Вселенная тогда (как и сейчас) могла быть бесконечной. «Сократите бесконечное пространство на произвольную величину, и оно по-прежнему будет бесконечным».
943 секунды) после времени «Большого взрыва».
Существует ли реальный центр Вселенной?
Нет центра Вселенной нет. Просто центр (на Земле) нашей Видимой Вселенной.
Что в конце космоса?
Вселенная не кончается, как бы нелогично это ни казалось. И снова язык смешивает понятия. Мы говорим о «Большом взрыве», но не имеем в виду «взрыв», подобный взрыву, у которого есть центр и ударная волна, которая движется сферически в воздух от взрыва. 930 (миллион триллионов триллионов) раз менее чем за секунду. Мы называем это замечательное явление «Большим взрывом». Вселенная просто расширилась ¯ ни во что, потому что даже в начале Вселенная, вероятно, была бесконечной. (Мы не можем с уверенностью сказать, что Вселенная была бесконечной в точном начале, поскольку наши теории верны только до планковского времени после Большого Взрыва). Таким образом, у Вселенной, вероятно, нет центра.
Иногда аналогии помогают понять такие странные понятия, как «без конца» и «без края».
Представьте, что мы пара муравьев, живущих на большом красном воздушном шаре. Мы думаем как двумерные существа. Мы не можем подниматься или опускаться и двигаться только по поверхности воздушного шара. Я, к сожалению, застрял в пятне меда и не могу двигаться. Но нам интересно, насколько велик наш мир. Где это заканчивается? Я боюсь, что ты упадешь с края, но ты настаиваешь на исследовании воздушного шара. Однако, в каком бы направлении ты ни отправился, ты всегда возвращаешься ко мне, но не можешь найти конца нашему миру.
Чтобы усложнить нам жизнь, но не настолько, чтобы победить нас, ребенок надувает воздушный шар, пока вы блуждаете. Итак, каждый круг, который вы совершаете по нашему миру, занимает больше времени, чем предыдущий (даже если вы ползете с той же муравьиной скоростью), но вы всегда возвращаетесь ко мне и никогда не сталкиваетесь с краем. Мы заключаем, что наш мир расширяется, расстояния увеличиваются, но наш мир не имеет конца.
Заманчиво думать, что мы можем увеличить количество измерений нашего реального пространства на единицу, чтобы объяснить, почему у Вселенной нет конца.
Это работает для муравьев — они переходят с двухмерной поверхности на трехмерный воздушный шар. Воздушный шар встроен в трехмерное пространство и может расширяться в трехмерное пространство. Мы можем заключить, что расширение нашего пространства требует четвертого измерения, в которое расширяется Вселенная.
Но аналогия не работает для нашего трехмерного пространства и для нас. Мы действительно живем в четырехмерном континууме. Однако время — это наше четвертое измерение, отличное от измерений пространства, и Вселенная меняется со временем. Четвертое измерение помогает выразить то, как меняется Вселенная, а не то, во что она расширяется. Мы используем четыре измерения (пространство-время), чтобы определить местонахождение любого физического объекта или события во Вселенной — где и когда что-то находится.
Эйнштейн говорит, что пространство динамично. Вселенная может расширяться, сжиматься и искривляться, не встраиваясь в пространство более высокого измерения. Наше пространство самодостаточно, ему ничего больше не нужно — ни края, ни конца, ни во что расширяться.
Пространство постоянно расширяется?
Вы спрашиваете, определяется ли размер Вселенной расстоянием, пройденным светом после Большого Взрыва, и постоянно ли Вселенная расширяется. Видимая Вселенная определяется тем, как далеко прошел свет после Большого Взрыва (см. выше).
Вся Вселенная постоянно расширяется, но не с постоянной скоростью. Расширение ускоряется.
Как сообщает НАСА, «…результаты миссии Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) и наблюдения далекой сверхновой показали, что расширение Вселенной на самом деле ускоряется…» Мы знали, что расширение ускоряется еще до того, как первые результаты WMAP были опубликованы», — пишет Lineweaver по электронной почте. В 1998, Лайнуивер использовал измерения космического микроволнового фона для экспериментальной проверки ускорения.
«Настоящим решающим аргументом в доказательстве ускорения стали наблюдения сверхновых звезд командой High-z Supernova Team и проектом Supernova Cosmology Project, каждый из которых опубликовал доказательства ускорения Вселенной, впервые в 1998 году командой High-z, а затем в 1999 году SCP», — говорит Дэвис.
«Эти наблюдения считались решающими. Они использовали сверхновые в качестве стандартных свечей для измерения расстояния и комбинировали это с красным смещением для измерения скорости их удаления. Из этого они могли сказать, что скорость удаления со временем увеличивалась — таким образом, ускорение».
Ускоряющееся расширение подразумевает существование гравитационно-отталкивающей формы энергии. Космологи называют эту неизвестную форму «темной энергией». «Если темная энергия действительно играет значительную роль в эволюции Вселенной, то, по всей вероятности, Вселенная будет продолжать расширяться вечно», — говорят в НАСА.
К сожалению, мы мало знаем, что такое темная энергия, хотя, по нашим оценкам, она составляет 74 процента массы-энергии Вселенной.
Что бы ни заставляло нашу Вселенную расширяться с ускорением, сама концепция дает нам глубокое понимание. В 1929 лет, астроном
Эдвин Хаббл сформулировал идею расширяющейся Вселенной в «Закон Хаббла». Закон гласит, что скорость увеличения расстояния между нами и галактикой прямо пропорциональна ее расстоянию от нас.
Итак, галактика, вдвое более далекая от нас, удаляется вдвое быстрее, чем та, которая находится наполовину так далеко. Около сорока пяти лет назад мы проверили закон Хаббла экспериментальными данными.
Хаббл первым показал, что Вселенная расширяется, и многие считают его отцом наблюдательной космологии.
«Закон Хаббла получает все более точное подтверждение в результате наблюдений с тех пор, как он был предложен», — говорит Лайнуивер. Кроме того, «расширение и охлаждение [Вселенной] были объединяющей темой космологии, так же как дарвиновская эволюция является объединяющей темой биологии. Как и дарвиновская эволюция, космическое расширение обеспечивает контекст, в котором простые структуры формируются и со временем развиваются в сложные структуры» ¯ ошеломляющая Вселенная, которую мы знаем сегодня.
Дополнительные сведения:
- Раздвигает ли космическое расширение все, даже различные части наших тел? WonderQuest, декабрь 2008 г.
- Неправильные представления о большом взрыве, астрофизики Чарльз Л.
