Всесвіт

Універсум — гравюра Фламмаріона, Париж, 1888, Колір : Гюго Гайкенвельдер, Відень, 1998

Файл:AstroMSseqF 063aL (18135101).jpg

Модель Всесвіту за даними Millennium simulation. Зазначена білою лінією відстань становить приблизно 141 мільйонів світлових років. Жовтим позначена матерія, фіолетовим — темна матерія (що спостерігається лише побічно). Кожна жовта точка являє собою одну галактику.

Все́світ — весь матеріальний світ, різноманітний за формами, що їх приймає матерія та енергія, включаючи усі галактики, зорі, планети та інші космічні тіла. Всесвіт настільки великий, що його розміри важко уявити. Всесвіт, досліджуваний астрономами, — частина матеріального світу, що доступна дослідженню астрономічними засобами, які відповідають досягнутому рівневі розвитку науки (часто цю частину всесвіту називають метагалактикою), простягається на 1,6·10²⁴ км і нікому не відомо, наскільки він великий за межами видимої частини.

У вужчому сенсі під Всесвітом мається на увазі світ небесних тіл із законами їхнього руху та розвитку, їхній розподіл у часі і просторі. Матерія у Всесвіті розподілена вкрай нерівномірно, значна частина її зосереджена в окремих більш або менш щільних космічних тілах: галактиках, зірках і туманностях. Відстані між окремими об'єктами як правило, вимірюють у світлових роках, тобто відстанях, які світло проходить за один рік (від Сонця до найближчої до нас зірки воно йде понад 4 роки).

Небесні тіла, з яких складається Всесвіт, вивчає наука астрономія. Астрофізика намагається зрозуміти явища і процеси, що відбуваються у Всесвіті. Теорії еволюції Всесвіту та гіпотези його подальшого розвитку розробляються в рамках космології. Наукове дослідження Всесвіту опирається на так званий космологічний принцип, який стверджує, що закони природи у всьому об'ємі Всесвіту однакові.

Будова Всесвіту

Серед небесних тіл найвиразніше виділяються зірки, завдяки світлу, яке вони випромінюють. Зоряна речовина перебуває у стані плазми — електропровідного намагніченого середовища. У надрах зірок температура сягає десятків мільйонів градусів. Еволюція зірок включає такі фази: протозірка, утворення в центрі цього утворення термоядерного вогнища, основна фаза вигорання водню у термоядерних реакціях, перетворення зірки в червоного гіганта, а потім — в білого карлика (для зірок — аналогів Сонця), колапс масивних зірок з вибухом «наднових» та виникненням нейтронних зірок і колапсарів — «чорних дірок».

Всесвіт

Деякі зірки мають супутники — планети або подібні до них масивні тіла і утворюють разом з ними системи, аналогічні до нашої Сонячної. При забезпеченні низки сприятливих умов на планетах може виникнути життя, як це має місце на Землі.

Найближчі до Землі зірки обертаються навколо загального центру мас, утворюючи загалом велетенську зоряну систему — галактику Чумацький Шлях, радіус якої сягає 4·10²² км. Загальна кількість зірок у нашій Галактиці близька до 10¹¹. Тривалість основної фази вигорання гідрогену у термоядерних реакціях коливається в межах 8·10⁶ — 70·10⁹ років. Окрім нашої Галактики, до якої входить наша Сонячна система, виявлено багато інших галактик та зоряних систем, які утворюють велетенську космічну систему — Метагалактику (декілька мільярдів галактик).

Зірки та інші астрономічні об'єкти займають тільки незначну частину об'єму Всесвіту. Більшість Всесвіту займає міжзоряний простір — області, заповнені в основному електромагнітним випромінюванням і нейтрино з незначною кількістю атомів баріонної речовини, здебільшого — атомів гідрогену. Густина Всесвіту в середньому дуже низька — приблизно 9,9·10^-30 г/см³. Це відповідає приблизно одному атому гідрогену на кубічний метр.

Аналіз сучасних астрономічних даних про рух галактичних скупчень виявив його несумісність з уявленнями про кількість речовини у Всесвіті. Однією з теорій, що намагається пояснити розбіжності між спостереженнями та теоретичними розрахунками, є припущення існування у Всесвіті темної матерії та темної енергії. За цією теорією видима баріонна речовина складає тільки приблизно 4% всієї матерії у Всесвіті.

Склад

Усі зірки складаються з однакових елементів, які відомі на Землі. Найпоширенішим хімічним елементом у Всесвіті є гідроген, йому поступаються по черзі: гелій, оксиген, карбон, нітроген. Повсюди у Всесвіті відбувається обмін речовиною і променевою енергією. Поширеність хімічних елементів у Всесвіті пов'язана з історією їх утворення в процесі нуклеосинтезу.

Розширення

Всесвіт розширюється. Кількісно це розширення описується законом Хаббла, а експериментальне свідчення на користь цього процесу дає червоний зсув. Розширення Всесвіту відбувається не в порожнечу, принаймні наукових свідчень про обмеженість Всесвіту нема. Границі Всесвіту, якщо вони існують, лежать далеко за межами можливостей спостережень. Розширення Всесвіту означає лише те, що відстані між астрономічними об'єктами збільшуються. Це розширення в сучасну еру прискорюється. Питання про те, чи зупиниться воно в далекому майбутньому й перейде в стиснення, залишається дискусійним і залежить від загальної кількості матерії у Всесвіті.

Найвіддаленішим від Землі зареєстрованим астрономічним об'єктом станом на січень 2011 імовірно є галактика UDFj-39546284 , відстань до якої дорівнює 13,2 млрд св.р. .

Теорії походження Всесвіту

Теорія Великого вибуху

Вчені висунули різноманітні теорії виникнення Всесвіту, якими намагались обґрунтувати, з чого виник Всесвіт і як він набув сучасних обрисів.

Основною теорією виникнення Всесвіту вважається теорія про Великий вибух, який відбувся приблизно 13,73 (± 0,12) млрд років з подальшим розширенням Всесвіту. В результаті Великого вибуху виникла матерія, енергія, простір і час. Вченні вважають, що після Великого вибуху Всесвіт був неймовірно розжарений. Приблизно через 10 секунд сформувались атомні частинки — протони, електрони і нейтрони; атоми водню і гелію, з яких складаються більшість зірок, утворилися лише через декілька сотень тисяч років після Великого вибуху, коли Всесвіт значно розширився в розмірах і охолов.

Пропонувалися також і інші теорії, наприклад теорія стаціонарного Всесвіту, яка, втім, втратила прихильників після відкриття реліктового випромінювання в середині 1960-их.

Вчені підрахували, що якщо Великий вибух відбувся приблизно 14 млрд років тому, Всесвіт мав охолонути до температури близько трьох градусів Кельвіна. Використовуючи радіотелескопи, вчені зареєстрували радіо-шуми, які відповідають даній температурі, на всьому зоряному небі й вважають їх відголосками після Великого вибуху.

Інфляційна модель

Теорії інфляції описують передбачувану стадію розширення Всесвіту, що почалася через ~ 10^-42 с після Великого Вибуху, що носить назву інфляційної стадії. Ця ідея дозволяє пояснити плоску геометрію простору. Крім цього теорія інфляції припускає народження спостережуваного Всесвіту з маленької спочатку причинно-зв'язаної області, що пояснює однорідність і ізотропність Всесвіту. Хаббловське розширення ж є рухом по інерції завдяки великій кінетичної енергії, що була накопичена в ході інфляції.

Будь-яке інфляційне розширення починається з планківських розмірів і часів, коли сучасні закони фізики починають адекватно описувати процеси, які відбуваються в цей момент. Єдина причина прискореного розширення в рамках ЗТВ  — це негативний тиск. Такий тиск можна описати таким собі скалярним полем, званим інфлантоном. Зокрема, таким же чином можна описати і тиск фізичного вакууму (космологічну константу). В кінці інфляційної стадії це поле повинне розпадатися, в іншому випадку експоненціальне розширення ніколи не закінчиться.

Основний клас моделей інфляції грунтується на припущенні про повільне скочування: потенціал інфлантона повільно зменшується до значення, рівного нулю. Початкове значення може задаватися по-різному: це може бути значення початкових квантових збурень, а може бути строго фіксованим. Конкретний вид потенціалу залежить від обраної теорії.

Теорії інфляції також діляться на нескінченні і кінцеві у часі. В теорії з нескінченної інфляцією існують області простору — домени — які почали розширюватися, але через квантові флуктуації повернулися в початковий стан, в якому виникають умови для повторної інфляції. До таких теорій відноситься будь-яка теорія з нескінченним потенціалом і хаотична теорія інфляції Лінде.

До теорій з кінцевим часом інфляції відноситься гібридна модель. В ній існує два види поля: перше, що відповідає за великі енергії (а значить за швидкість розширення), а друге за малі, що визначають момент завершення інфляції. В такому випадку квантові флуктуації можуть вплинути тільки на перше поле, але не на друге, а значить і сам процес інфляції кінцевий.

До невирішених проблем інфляції можна віднести стрибки температури в дуже великому діапазоні, в якийсь момент вона падає майже до абсолютного нуля. В кінці інфляції відбувається повторний нагрів речовини до високих температур. На роль можливого пояснення настільки дивної поведінки пропонується «параметричний резонанс».

Мультивсесвіт

«Мультивсесвіт», «Великий Всесвіт», «Мультіверс», «Гіпервсесвіт», «надвсесвіт», — різні переклади англійського терміна multiverse. З'явився він у ході розвитку теорії інфляції.

Області Всесвіту, розділені відстанями більшими за розмір горизонту часток, еволюціонують незалежно один від одного. Будь який спостерігач бачить тільки ті процеси, які відбуваються в домені, що дорівнює за обсягом сфері з радіусом, що становить відстань до горизонту частинок. В епоху інфляції дві області розширення, розділені відстанню близько горизонту, не перетинаються.

Такі домени можна розглядати як окремі всесвіти, подібні до нашої: вони точно так же однорідні і ізотропні на великих масштабах. Конгломерат таких утворень і є мультивсесвітом.

Хаотична теорія інфляції припускає нескінченну різноманітність Всесвітів, кожна з яких може мати відмінні від інших Всесвітів фізичні константи. В іншій теорії Всесвіти розрізняються по квантовому виміру. За визначенням ці припущення не можна експериментально перевірити.

Спостереження

Інформація, якою володіє людство про Всесвіт як про єдине ціле - результат астрономічних спостережень. І якщо у більшості природних наук різноманітність джерел інформації нічим не обмежена, то у астрономів, в переважній кількості випадків, воно одне - електромагнітне випромінювання. Серед усіх спостережених і спостережуваних властивостей Всесвіту тільки невелика частка фактів інтерпретуються однозначно. Серед них:

• Найпоширеніший хімічний елемент - водень.
• Закон Габбла з високою ступінню лінійний до z ~ 0,1.
• Реліктове випромінювання флуктує на масштабах четвертого порядку мализни.
• Температура реліктового фону залежить від z.
• Наявність L_α-лісу в спектрах далеких об'єктів (квазарів) з z>6.
• Наявність сильної неоднорідності в розподілі галактик на масштабах < 100 Мпк.

На 2011 рік основні зусилля астрономів, що працюють в спостережувальній астрономії, спрямовуються у двох напрямках:

• історія розвитку Всесвіту від ранніх етапів до наших днів;
• космологічна шкала відстаней і пов'язане з нею явище розширення Всесвіту.

Шкала відстаней

Шкала відстаней - це цілий комплекс завдань з вимірювання відстаней до різних об'єктів. Ми звикли, що на Землі, та і в Сонячній системі, відстань - це параметр, який треба підставити, щоб щось знайти. Але на космологічних масштабах відстань перестає бути просто параметром. Астроном Едвін Габбл сформулював закон загального розбігання галактик (відомий також як Закон Габбла), що пов'язує швидкість розбігання галактик (і їх червоний зсув) з відстанню між ними:

1. лінії поглинання в спектрах віддалених галактик зміщені в червону смугу;
2. зі збільшенням відстані цей зсув також збільшується і дорівнює:

$z\equiv {\frac {\lambda -\lambda _{0}}{\lambda _{0}}}={\frac {H_{0}}{c}}r,$

де λ - спостережувана довжина хвилі лінії, λ₀ - довжина цієї ж хвилі в лабораторії, r - відстань між галактиками, c -швидкість світла, H₀ - коефіцієнт пропорційності, сталий на поточну епоху, що носить назву сталої Габбла, z - носить назву червоного зсуву.

Іноді можна зустріти таке формулювання: швидкість розбігання галактик прямо пропорційна відстані. Але варто пам'ятати, що воно коректне тільки поки вірна формула Доплера для малих швидкостей ($v=cz$).

У Габбла були два ступеня шкали відстаней: фундаментальна - метод тригонометричного паралаксу, що випливає з евклідової геометрії, і метод вимірювання за видимим блиском цефеїд. Сьогодні таких ступенів набагато більше і сягають вони набагато далі, дозволяючи вимірювати відстані в мільярди парсек.

Метод тригонометричного паралаксу

Паралакс - кут, на який зсувається об'єкт, якщо розглядати його з двох різних позицій. Що далі розташований об'єкт, тим менше змінюється його візуальна позиція. Що ближча відстань до об'єкта, або що більша відстань між точками спостереження (база), тим більший паралакс. Розрізняють два види паралаксу: річний та груповий.

Річний паралакс - кут, під яким видно середній радіус земної орбіти з центру мас зірки. Через рух Землі орбітою видиме розташування будь-якої зірки на небесній сфері постійно змінюється - зірка описує еліпс, велика піввісь якого дорівнює річному паралаксу. За відомим паралаксом із законів евклідової геометрії можна обчислити відстань до зірки:

$L={\frac {D}{2\sin {\frac {\alpha }{2}}}}\approx {\frac {D}{\alpha }},$

де наближена рівність записана для малого кута (в радіанах). Ця формула показує основні труднощі цього методу: зі збільшенням відстані значення паралаксу зменшується і для далеких об'єктів величина паралаксу лежить у межах похибки вимірів.

Сутність групового паралаксу полягає в тому, що коли якесь зоряне скупчення має помітну швидкість відносно Землі, то за законами проекції видимі напрямки руху його членів будуть сходитися в одній точці, яка називається радіантом скупчення. Розташування радіанту визначається з власних рухів зір та зсуву їх спектральних ліній, що виникає через ефект Доплера. Тоді відстань до скупчення можна обчислити з наступного співвідношення:

$r={\frac {V_{r}\mathrm {tg} (\lambda )}{4.738\mu }},$

де μ і Vr - відповідно кутова (у кутових секундах на рік) і променева швидкість (у км/с) зорі, λ - кут між прямими Сонце-зірка та зірка-радіант, а r - відстань (у парсеках). Помітний груповий паралакс має лише одне зоряне скупчення — Гіади, але до запуску супутника "Гіппаркос" тільки цим способом можна було відкалібрувати шкалу відстаней для далеких об'єктів.

Метод визначення відстані за цефеїдами і зірками типу RR Ліри

На цефеїдах і зірках типу RR Ліри єдина шкала відстаней розходиться на дві гілки - шкалу відстаней для молодих об'єктів і для старих. Цефеїди розташовані, в основному, в областях недавнього зореутворення, і тому є молодими об'єктами. Змінні типу RR Ліри тяжіють до старих систем, наприклад, особливо їх багато в кулястих зоряних скупченнях в гало нашої Галактики.

Метод належить до класу фотометричних: якщо є джерело, світність якого відома (так звана стандартна свічка), то шукана відстань обчислюється за формулою:

$d=d_{0}10^{\frac {m-M}{5}}$

де M - абсолютна зоряна величина, m - видима зоряна величина, а d₀ = 10 пк.

Обидва типи зірок є змінними, але якщо цефеїди - недавно утворені об'єкти, то змінні типу RR Ліри - гіганти спектральних класів A-F, що зійшли з головної послідовності і розташовані, в основному, на горизонтальній гілці діаграми «колір-величина» для кулястих скупчень. Однак, способи їх використання як стандартних свічок різні:

• Для цефеїд існує добре відома залежність «Період пульсації - Абсолютна зоряна величина». Швидше за все, це пов'язано з тим, що маси цефеїд різні^{[джерело?]}.
• Для змінних типу RR Ліри середня абсолютна зоряна величина приблизно однакова і становить $M_{RR}\approx 0.78^{m}$.

Визначення відстаней за цим методом також пов'язано з деякими труднощами, зокрема:

• Необхідно виокремлювати зорі у скупченнях та галактиках. У межах Чумацького Шляху це не становить особливих труднощів, але чим більша відстань, тим менший кут, що розділяє зірки.
• Необхідно враховувати поглинання світла космічним пилом і неоднорідність його розподілу в просторі.

Крім того, для цефеїд залишається серйозною проблемою точне визначення нуль-пункту залежності «Період пульсації - Світність». Протягом XX століття його значення постійно змінювалося, а значить змінювалася і відстань, що вимірюється подібним способом. Світність змінних типу RR Ліри, хоч і майже постійна, але все ж залежить від металічності.

Метод визначення відстані за надновими типу Ia

Криві блиску різних наднових:

   — типу SN 2006gy

   — типу Ia

   — типу II

   — типу SN 1987A

Характерна риса наднових типу Ia - подібність кривих блиску та однакова світність у максимумі. Відкриття останнього факту стало можливим після визначення відстаней за цефеїдами до галактик, в яких відбулися спалахи наднових. Власне, тільки після цього стало можливим використання наднових в якості стандартних свічок.

Фізична схема явища досить проста. Колискою наднової такого типу є тісна подвійна система з білого карлика і червоного гіганта. Речовина білого карлика перебуває у виродженому стані, і маса, що може перебувати у такому стані, має межу. Коли у процесі еволюції червоний гігант переповнює власну порожнину Роша, розпочинається перетікання речовини на білий карлик, де вона накопичується. Коли маса білого карлика перевищує межу Чандрасекара, тиск виродженого газу більше не здатен утримувати речовину, що скупчилася на поверхні. Відбувається гравітаційний колапс, який призводить значного ущільнення зорі та підвищення її температури. Таким чином створюються умови для перебігу ядерних реакцій водневого циклу, вуглецево-азотного циклу, потрійної α-реакції. Разом з усією речовиною горять вуглець і кисень, утворюючи радіоактивний нікель. Виродженість газу забезпечує одночасність вибуху у всьому об'ємі білого карлика. Маса білого карлика в цей момент дорівнює межі Чандрасекара, що призводить до приблизно однакового виділення енергії під час спалаху. Характерна енергія такої наднової - 10⁵⁰ - 10⁵¹ ерг, що більше енергії гравітаційного зв'язку зірки. Після вибуху майже вся речовина зірки переходить в оболонку, що розсіюється і підсвічуються енергією розпаду радіоактивного нікелю.

Вищесказане означає, що спостерігаючи за кривою блиску, можна визначити, яку зоряну величину наднова мала в максимумі, а значить, і визначити відстань до неї.

Наднові - найбільш яскраві зі стандартних свічок і видні з набагато більшої відстані. Саме з їх допомогою перевіряють закон Габбла для великих z. Подібним чином, в 1998 році дві групи спостерігачів відкрили прискорення розширення Всесвіту. На сьогоднішній день факт прискорення майже не викликає сумнівів, однак, за надновими неможливо однозначно визначити його величину: все ще вкрай великі похибки для великих z.

Метод визначення відстані за ґравітаційними лінзами

Геометрія ґравітаційного лінзування.

Проходячи повз масивне тіло, промінь світла відхиляється. Таким чином, масивне тіло здатне збирати паралельний пучок світла в деякому фокусі, будуючи зображення, причому їх може бути декілька. Це явище називається ґравітаційним лінзуванням. Якщо об'єкт, котрий лінзується - змінний і спостерігається кілька його зображень, це відкриває можливість вимірювання відстаней, так як між зображеннями будуть різні часові затримки через поширення променів в різних частинах гравітаційного поля лінзи (ефект аналогічний ефекту Шапіро в Сонячній системі).

Якщо в якості характерного масштабу для координат зображення ξ і джерела η (див. рисунок) у відповідних площинах взяти ξ₀=D_l і η₀= ξ₀D_s/D_l (де D - кутова відстань), тоді можна записувати часове запізнювання між зображеннями номер i та j наступним чином:

$\Delta t={\frac {1}{c}}{\frac {D_{s}D_{l}}{D_{ls}}}(1+z_{l})\left|{\frac {1}{2}}((x_{j}-y)^{2}-(x_{i}-y)^{2})+\psi (x_{i},y)-\psi (x_{j},y)\right|,$

де x = ξ/ξ₀ і y = η/η₀ - кутові положення джерела і зображення відповідно, c - швидкість світла, z_l - червоний зсув лінзи, а ψ - потенціал відхилення, що залежить від вибору моделі. Вважається, що в більшості випадків реальний потенціал лінзи добре апроксимується моделлю, в якій речовина розподілена радіально симетрично, а потенціал перетворюється в нескінченність. Тоді час затримки визначається за формулою:

$\Delta t={\frac {1}{c}}{\frac {D_{s}D_{l}}{D_{ls}}}(1+z_{l})\left|x_{i}-x_{j}\right|.$

Однак, на практиці чутливість методу до виду потенціалу гало галактики істотна. Так, виміряне значення H₀ по галактиці SBS 1520+530 залежно від моделі коливається від 46 до 72 км/(с Мпк).

Метод визначення відстані за червоними гігантами

Найяскравіші червоні гіганти мають однакову абсолютну зоряну величину −3.0^m±0.2^m, а значить, підходять на роль стандартних свічок. Першим цей ефект у своїх спостереженнях виявив Сендідж в 1971 році. Вважається, що ці зірки або знаходяться у верхній точці першого підйому гілки червоних гігантів зірок малої маси (менше сонячної), або лежать на асимптотичній гілці гігантів.

Основною перевагою методу є те, що червоні гіганти віддалені від областей зореутворення і підвищеної концентрації пилу, що сильно полегшує врахування поглинання. Їх світність також украй слабо залежить від металічності, як самих зірок, так і навколишнього середовища. Основна проблема даного методу - виділення червоних гігантів зі спостережень зоряного складу галактики. Існує два шляхи її вирішення.

• Класичний - метод виділення краю зображень. При цьому зазвичай застосовують Собелівський фільтр. Початок провалу - шукана точка повороту. Іноді замість собелівського фільтру в якості апроксимуючої функції беруть гаусіан, а функція виділення краю залежить від фотометричних похибок спостережень. Однак, у міру ослаблення зірки ростуть і похибки методу. Відтак гранично вимірюваний блиск на дві зоряних величини гірший, ніж дозволяє апаратура.
• Другий шлях - побудова функції світності методом максимальної вірогідності. Даний спосіб ґрунтується на тому, що функція світності гілки червоних гігантів добре апроксимується степеневою функцією:$\xi (m)\propto 10^{am},$де a — коефіцієнт, близький до 0,3, m — видима зоряна величина.
  Основна проблема методу - розбіжність в деяких випадках рядів, що виникають в результаті роботи методу максимальної вірогідності.

Вивчення історії розвитку Всесвіту і його великомасштабної структури

Вкрай важкі завдання - вивчення історії розвитку Всесвіту і проблема виникнення її великомасштабної структури - одночасно є вкрай важливими для всієї астрофізики в цілому: тільки їх вирішення може показати вірність розуміння процесів, що відбуваються в окремих об'єктах та їх об'єднаннях на даний момент.

Складність полягає в тому, що необхідно спостерігати об'єкти, що народилися в одну і ту ж епоху, але різного віку. Таким чином, з одного боку виникає потреба спостерігати віддалені об'єкти, ослаблені як відстанню, так і тим, що їх спектр разом з вкрай важливою лінією L_α через розширення Всесвіту зміщується в інфрачервоний діапазон, спостереження в якому пов'язані з великими технічними труднощами. З іншого боку в найближчих околицях необхідно спостерігати дуже старі об'єкти, пік світності яких вже минув і зараз вони, з різних причин втративши основне джерело енергії, можуть світити лише завдяки мізерним старим запасам. Іншими словами доводиться спостерігати слабкі об'єкти. У той же час необхідна масовість спостережень, щоб виключити ефекти селекції.

З технічної точки зору рішення першої проблеми - будівництво великих телескопів. Проте у великого телескопу не може бути великого поля і, отже, він не може забезпечити масовість спостережень. І навпаки: телескоп з широким полем не може забезпечити якісні спостереження слабких об'єктів. Але є й інший шлях, більш творчий: застосування різних методик аналізу вже наявних даних, отриманих з використанням наявних ресурсів. Зазвичай їх застосовують у зв'язці: за допомогою другого способу намічають проблеми і завдання, які потім вирішуються на якісно новому рівні з допомогою кращих космічних і наземних телескопів.

Додаткову складність вносить і те, що разом із Всесвітом еволюціонують і об'єкти, за допомогою яких ведуться дослідження. А значить, може скластися ситуація, коли залежності, побудовані на основі сучасного стану об'єктів, перестануть бути адекватними. Щоб уникнути подібного, крім самих об'єктів необхідно ретельно дослідити і метод, за допомогою якого ми хочемо вивчати Всесвіт.

Типовими об'єктами досліджень в космології є:

• Галактики;
• Квазари;
• Зоряні скупчення;
• Гамма-сплески;
• Реліктове випромінювання;
• Об'єкти, що не проеволюціонували або проеволюціонували слабо (сюди відносять як галактики, так і зірки. Характерною рисою даних об'єктів є їх низька металічність. Вони в основному складаються з тієї речовини, з якої складалися найперші зірки і галактики).

Загальні особливості та прийоми

Спостерігати космологічні об'єкти можна різними способами, деякі підходять тільки для одного типу об'єктів, деякі застосовні до всіх. Ті, що характерні для всіх, частково прийшли з зоряної астрономії (такі як метод зоряних підрахунків або порівняння різних ділянок спектра), частково винайдені тільки для потреб космології.

Загальні проблеми найбільш яскраво проявляються в галактиках. Класично, серед них виділяють чотири типи: еліптичні, лінзоподібні, спіральні та неправильні. Ці чотири типи багато в чому схожі, але також багато в чому різні. Факторів, що впливають на еволюцію властивостей окремо взятої галактики - величезна кількість. Все це відбивається на її спектральних і фотометричних характеристиках, причому часові масштаби еволюційних процесів - мільйони років. У результаті спостереження далеких об'єктів не можна співвіднести зі спостереженнями близьких галактик і немає простих механізмів екстраполяції того стану до нинішнього.

Лайман-альфа ліс

У спектрах деяких далеких об'єктів можна спостерігати велике скупчення сильних абсорбційних ліній на малій ділянці спектра (т. зв. ліс ліній). Ці лінії ототожнюються як лінії серії Лаймана, але мають різні червоні зміщення.

Хмари нейтрального водню ефективно поглинають світло на довжинах хвиль від Lα(1216 Å) до межі Лаймана. Випромінювання, спочатку короткохвильове, на шляху до нас через розширення Всесвіту поглинається там, де його довжина хвилі зрівнюється з цим «лісом». Перетин взаємодії дуже великий і розрахунки показують, що навіть малої частки нейтрального водню достатньо для створення великого поглинання в безперервному спектрі.

При великій кількості хмар нейтрального водню на шляху світла на досить широкому інтервалі спектру утворюється провал. Довгохвильова межа цього інтервалу обумовлена Lα, а короткохвильова залежить від найближчого червоного зсуву, ближче якого середовище іонізоване і нейтрального водню мало. Подібний ефект носить назви ефекту Гана-Петерсона.

Ефект спостерігається в квазарах з червоним зсувом z>6. Звідси робиться висновок, що епоха іонізації міжгалактичного газу почалася з z≈6.

Ґравітаційне лінзування

До ефектів, спостереження яких можливі також для будь-якого об'єкта (навіть не важливо, щоб він був далеким), необхідно віднести і ефект ґравітаційного лінзування. У попередньому розділі було зазначено, що за допомогою ґравітаційного лінзування будують шкалу відстаней. Це — варіант так званого сильного лінзування, коли кутове розділення зображень джерела можна безпосередньо спостерігати. Однак існує ще й слабке лінзування, з допомогою якого можна дослідити потенціал досліджуваного об'єкта. Так, з його допомогою було встановлено, що скупчення галактик розміром від 10 до 100 Мпк є ґравітаційно пов'язаними, тим самим будучи найбільшими стабільними системами у Всесвіті. Також з'ясувалося, що забезпечує цю стабільність маса, що проявляє себе тільки в ґравітаційній взаємодії - темна маса або, як її називають в космології, темна матерія.

Порівняння різних ділянок спектру

До стандартних прийомів, що дозволяють прояснити природу будь-якого об'єкта, можна віднести порівняння як спектрів різних, але приналежних до одного класу об'єктів, так і різних частин одного і того ж спектру.

Так, комбінуючи обидва варіанти: спочатку порівнюючи спектри двох різних квазарів, а потім порівнюючи окремі ділянки спектру одного і того ж квазару, виявили сильний провал на одній з ультрафіолетових ділянок спектру. Настільки сильний провал міг бути викликаний тільки великою концентрацією пилу, що поглинав випромінювання. Раніше пил намагалися виявити за спектральними лініями, але виділити конкретні серії ліній, що доводили б, що це саме пил, а не домішка важких елементів в газі, не вдавалося. Подальший розвиток цього методу дозволив оцінити темп зореутворення на z від ~2 до ~6

Метод зоряних черпків

Дані про великомасштабну структуру 2df-огляду.

Першим способом вивчення великомасштабної структури Всесвіту, що досі не втратив своєї актуальності, є так званий метод «зоряних черпків Гершеля». Сутність його полягає в підрахунку кількості об'єктів у різних напрямках. Метод винайдено Вільямом Гершелем наприкінці XVIII сторіччя, коли про існування далеких космічних об'єктів лише здогадувалися, і єдиними об'єктами, доступними для спостережень, були зорі. Сьогодні, природно, рахують не зірки, а позагалактичні об'єкти (квазари, галактики), і крім розподілу за напрямками будують розподіл за червоним зсувом.

Найбільшими джерелами даних про позагалактичні об'єкти є окремі спостереження конкретних об'єктів, огляди типу SDSS, APM, 2df, а також компілятивні бази даних, такі як Ned і Hyperleda. Наприклад, в огляді 2df охоплення неба становило ~ 5%, середнє z — 0,11 (~ 500 Мпк), кількість об'єктів — ~ 220 000.

На наведеному малюнку можна бачити, що галактики розташовано в просторі неоднорідно на малих масштабах. Після детальнішого розгляду виявляється, що просторова структура розподілу галактик - чарункова: вузькі стінки з шириною, яка визначається величиною скупчень і надскупчень галактик, а всередині них - порожнини, так звані войди.

Домінує думка, що після переходу до масштабів у сотні мегапарсек, розподіл видимої речовини стає однорідним. Проте однозначної відповіді на це питання поки що не знайдено: застосовуючи різні методики деякі дослідники приходять до висновків про неоднорідність розподілу галактик і в найбільших досліджуваних масштабах. Разом з тим, неоднорідності в розподілі галактик не скасовують факту високої однорідності Всесвіту в початковому стані, що виведено з високої міри ізотропності реліктового випромінювання.

Водночас встановлено, що розподіл кількості галактик за червоним зсувом має складний характер. Залежність для різних об'єктів різна. Однак для всіх них характерна наявність кількох локальних максимумів. З чим це пов'язано - поки не зовсім зрозуміло.

До останнього часу не було ясності в тому, як еволюціонує великомасштабна структура Всесвіту. Проте роботи останнього часу доводять, що першими сформувалися великі галактики, і лише потім — дрібніші (так званий downsizing-ефект).

Особливості спостережень квазарів

Квазар.

Унікальна властивість квазарів - великі концентрації газу в області випромінювання. За сучасними уявленнями, акреція цього газу на чорну діру і забезпечує настільки високу світність об'єктів. Висока концентрація речовини означає і високу концентрацію важких елементів, а значить і більш помітні абсорбційні лінії. Так, в спектрі одного з лінзованих квазарів були виявлені лінії води.

Унікальною перевагою є і висока світність в радіодіапазоні, на її фоні поглинання частини випромінювання холодним газом більш помітне. При цьому газ може належати як рідній галактиці квазара, так і випадковій хмарі нейтрального водню в міжгалактичному середовищі, або галактиці, що випадково потрапила на промінь зору (при цьому нерідкі випадки, коли таку галактику не видно - вона занадто тьмяна для наших телескопів). Вивчення міжзоряної речовини в галактиках даним методом називається «вивченням на просвіт», наприклад, подібним чином була виявлена перша галактика із надсонячною металічністю.

Також важливим результатом застосування даного методу, правда не в радіо-, а в оптичному діапазоні, є вимірювання первинної наявності дейтерію. Сучасне значення наявності дейтерію, отримане за таким спостереженнями, становить$D/H_{p}\approx 3\cdot 10^{-5}$.

За допомогою квазарів отримані унікальні дані про температуру реліктового фону на z≈1,8 і на z=2,4. У першому випадку досліджувалися лінії надтонкої структури нейтрального вуглецю, для яких кванти з T≈7,5°К (передбачувана температура реліктового фону на той момент) відіграють роль накачки, забезпечуючи інверсну заселеність енергетичних рівнів. У другому випадку виявили лінії молекулярного водню H₂, дейтериду водню HD, а також молекули оксиду вуглецю СО, за інтенсивністю спектра якої якраз і виміряли температуру реліктового фону, вона з хорошою точністю збіглася з очікуваним значенням.

За іронією долі, головна перевага квазарів - це їхній же основний недолік: неможливо відокремити лінії акрецуючого газу від ліній міжзоряної речовини батьківської галактики.

Особливості спостережень гамма-сплесків

Популярна модель походження гамма-сплеску.

Гамма-сплески - унікальне явище, і загальновизнаної думки щодо його природи не існує. Однак переважна більшість вчених погоджується з твердженням, що предком гамма-сплесків є об'єкти зоряної маси.

Унікальні можливості застосування гамма-сплесків для вивчення структури Всесвіту полягають у наступному:

• Оскільки предком гамма-сплеску є об'єкт зоряної маси, то і простежити гамма-сплески можна на більшу відстань, ніж квазари, як через більш раннє формування самого предка, так і через малу масу чорної діри квазара, а значить і меншу його світність на той період часу.
• Спектр гамма-сплеску - неперервний, тобто не містить спектральних ліній. Це означає, що найбільш віддалені лінії поглинання в спектрі гамма-сплеску - це лінії міжзоряного середовища батьківської галактики. З аналізу цих спектральних ліній можна отримати інформацію про температуру міжзоряного середовища, його металічність, ступінь іонізації і кінематику.
• Гамма-сплески дають ледь не ідеальний спосіб вивчати міжгалактичне середовище до епохи реіонізаціі, так як їх вплив на міжгалактичне середовище на 10 порядків менший, ніж квазарів, через малий час життя джерела.
• Якщо післясвітіння гамма-сплеску в радіодіапазоні досить сильне, то за лінією 21 см можна судити про стан різних структур нейтрального водню в міжгалактичному середовищі поблизу від галактики-предка гамма-сплеску.
• Детальне вивчення процесів формування зірок на ранніх етапах розвитку Всесвіту за допомогою гамма-сплесків сильно залежить від обраної моделі природи явища, але якщо набрати достатню статистику і побудувати розподіл характеристик гамма-сплесків в залежності від червоного зсуву, то, залишаючись в рамках досить загальних положень, можна оцінити темп зореутворення і функцію мас зірок, що народжуються.
• Якщо прийняти припущення, що гамма-сплеск - це вибух наднової зірки, то можна вивчати історію збагачення Всесвіту важкими металами.
• Гамма-сплеск може слугувати вказівником на дуже слабку карликову галактику, яку важко виявити при «масовому» спостереженні неба.

Основною проблемою гамма-сплесків є їх спорадичність і стислість часу, коли післясвітіння сплеску можна спостерігати спектроскопічно.

Теоретичні моделі

Сучасні космологічні моделі дуже складні, а іноді використовують поки непідтверджені гіпотези. Наприклад, до Всесвіту застосовують рівняння ЗТВ, хоча ЗТВ — це теорія, добре підтверджена тільки в масштабах Сонячної системи, і її використання в масштабі галактик і Всесвіту в цілому може бути піддано сумніву. Космологічні моделі були б набагато простіші, якби протон не був стабільною часткою і розпадався б, чого сучасні експерименти у фізичних лабораторіях не підтверджують; і цей список можна продовжити. Але на даний момент з таким станом справ доводиться миритися, оскільки кращого пояснення спостереням поки не існує.

Космологія — швидше описова наука, ніж передбачувальна. Доводиться звертатися до певних припущеннь, принципів, у тому числі й філософським. Зараз практично всі згодні, що будь-яка модель Всесвіту повинна задовольняти так званому «Космологічному принципу». Відповідно до цього принципа у великих просторових масштабах у Всесвіті немає виділених областей і напрямків. Наслідком такого постулату є однорідність і ізотропності матерії у Всесвіті на великих масштабах (> 100 Мпк).

Просторова однорідність і ізотропності не забороняє неоднорідності в часі, тобто існування виділених послідовностей подій, доступних всім спостерігачам. Прихильники теорій стаціонарного Всесвіту іноді формулюють «досконалий космологічний принцип», згідно з яким чотиривимірний простір-час повинен мати властивості однорідності і ізотропності. Однак еволюційні процеси, що спостерігаються у Всесвіті, очевидно не узгоджуються з таким космологічним принципом.

У загальному випадку для побудови моделі застосовуються такі теорії та розділи фізики:

1. Рівноважна статистична фізика, її основні поняття і принципи, а також теорія релятивістського газу.
2. Теорія гравітації (зазвичай ЗТВ).
3. Деякі дані з фізики елементарних частинок: список основних частинок, їх характеристики, типи взаємодії, закони збереження.

Комбінуючи їх намагаються в першу чергу пояснити три фундаментальні явища: розширення Всесвіту, великомасштабну структуру Всесвіту і поширеність хімічних елементів. Основними теоріями, що описують всі ці три явища на сьогоднішній день є:

Теорія Великого Вибуху. Описує хімічний склад Всесвіту.	Теорія стадії інфляції. Пояснює причину розширення.	Модель розширення Фрідмана. Описує розширення.	Ієрархічна теорія. Описує великомасштабну структуру.

Зелений колір означає абсолютно домінуючі теорії, бурштиновий — визнана багатьма, але широко обговорюється, червоний — відчуває великі проблеми останнім часом, але підтримується багатьма теоретиками.

Теоретична доля Всесвіту

Всесвіт і в наші дні продовжує свою еволюцію, оскільки еволюціонують його частини. Час цієї еволюції для кожного типу об'єктів відрізняється більше, ніж на порядок. І коли життя об'єктів одного типу закінчується, то в інших усе лише починається. Це дозволяє розбити еволюцію Всесвіту на епохи. Однак кінцевий вид еволюційного ланцюга залежить від швидкості і прискорення розширення: при рівномірній або майже рівномірній швидкості розширення будуть пройдені всі етапи еволюції і будуть вичерпані всі запаси енергії. Цей варіант розвитку називається тепловою смертю.

Якщо швидкість буде все наростати, то, починаючи з певного моменту, сила, що розширює Всесвіт, спочатку перевищить гравітаційні сили, які утримують галактики в скупченнях. За ними розпадуться галактики і зоряні скупчення. І, нарешті, останніми розпадуться найбільш тісно пов'язані зоряні системи. Через деякий час, електромагнітні сили не зможуть утримувати від розпаду планети і більш дрібні об'єкти. Світ знову буде існувати у вигляді окремих атомів. На наступному етапі розпадуться і окремі атоми. Що буде після цього, точно сказати неможливо: на цьому етапі перестає працювати сучасна фізика.

Сценарій, що описаний вище — це сценарій Великого розриву. Існує і протилежний сценарій — Велике стиснення. Якщо розширення Всесвіту сповільниться, то в майбутньому воно припиниться і почнеться стиснення. Еволюція і вигляд Всесвіту будуть визначатися космологічними епохами до того моменту, поки її радіус не стане у п'ять разів менший від сучасного. Тоді всі скупчення у Всесвіті утворюють єдине мегаскупчення, проте галактики не втратять свою індивідуальність: в них все також буде відбуватися народження зірок, будуть спалахувати наднові і, можливо, буде розвиватися біологічне життя. Всьому цьому прийде кінець, коли Всесвіт скоротиться ще в 20 раз і стане у 100 разів меншим, ніж зараз; в той момент Всесвіт буде являти собою одну величезну галактику.

Температура реліктового фону досягне 274К і на планетах земного типу почне танути лід. Подальше стиснення призведе до того, що випромінювання реліктового фону затьмарить навіть центральне світило планетарної системи, випалюючи на планетах останні паростки життя. А незабаром після цього випаруються або будуть розірвані на шматки самі зірки і планети. Стан Всесвіту буде схожим на те, що було в перші моменти його зародження. Подальші події будуть нагадувати ті, що відбувалися на початку, але промотуючись в зворотному порядку: атоми розпадаються на атомні ядра й електрони, починає домінувати випромінювання, потім починають розпадатися атомні ядра на протони і нейтрони, потім розпадаються й самі протони і нейтрони на окремі кварки, відбувається велике об'єднання. У цей момент, як і в момент Великого вибуху, перестають працювати відомі нам закони фізики і подальшу долю Всесвіту передбачити неможливо.

Див. також

• Форма Всесвіту
• Видимий Всесвіт
• Паралельний світ
• Тонке наладження Всесвіту

Література

• Мала гірнича енциклопедія : у 3 т. / за ред. В. С. Білецького. — Д. : Донбас, 2004. — Т. 1 : А — К. — 640 с. — ISBN 966-7804-14-3.
• Сайт о современной космологии.
• «Дерево Пізнання» — Планета Земля (ст. 1-4)