Всесвіт

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Універсум — гравюра Фламмаріона, Париж, 1888, Колір : Гюго Гайкенвельдер, Відень, 1998

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, зорях 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 зорі 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[ред.ред. код]

Серед небесних тіл найвиразніше виділяються зорі, 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: протозоря, утворення в центрі цього утворення термоядерного вогнища, основна фаза вигорання водню у термоядерних реакціях, перетворення зорі в червоного гіганта, а потім — в білого карлика (для зір — аналогів Сонця), колапс масивних зірок з вибухом «наднових» та виникненням нейтронних зірок і колапсарів — «чорних дірок».

Всесвіт

Деякі зорі 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 зорі 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).

Зорі 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[ред.ред. код]

Докладніше у статті Нуклеосинтез

Усі зорі 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[ред.ред. код]

Всесвіт розширюється. Кількісно це розширення описується законом Габбла, 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.[1].

Теорії походження Всесвіту[ред.ред. код]

Теорія Великого вибуху[ред.ред. код]

Докладніше у статті Великий вибух

Існують 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 тому з подальшим розширенням Всесвіту. У результаті Великого вибуху виникла матерія, простір і час. Теорія вважає, що після Великого вибуху Всесвіт мав дуже високу температуру. Приблизно через 10 секунд сформувались атомні частинки — протони, електрони і нейтрони. Атоми Гідрогену 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.

За підрахунками, якщо Великий вибух відбувся приблизно 14 млрд років тому, Всесвіт мав охолонути до температури близько трьох градусів Кельвіна. За допомогою радіотелескопів були зареєстровані радіошуми, які відповідають даній температурі, на всьому зоряному небі. Вони вважаються відлунням стану Всесвіту через деякий час після Великого вибуху, того часу, коли відбулося утворення нейтральних атомів.

Інфляційна модель[ред.ред. код]

Теорії інфляції описують передбачувану стадію розширення Всесвіту, що почалася через ~ 10−42 с після Великого Вибуху, що має 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. Габблове розширення є рухом по інерції завдяки великій кінетичній енергії, що була накопичена протягом інфляції.

Будь-яке інфляційне розширення починається з планкових розмірів і часів, коли сучасні закони фізики починають адекватно описувати процеси, які відбуваються в цей момент. Єдина причина прискореного розширення в рамках загальної теорії відносності  — це негативний тиск. Такий тиск можна описати скалярним полем, який отримав назву інфлантона. 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 ґрунтується на припущенні про повільне скочування: потенціал інфлантона повільно зменшується до нульового значення. 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 скінченні у часі. В теорії з нескінченною інфляцією існують області простору — домени — які почали розширюватися, але через квантові флуктуації повернулися в початковий стан, у якому виникають умови для повторної інфляції. До таких теорій належить будь-яка теорія з нескінченним потенціалом і хаотична теорія інфляції Лінде.

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

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

Багатосвіт[ред.ред. код]

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

Ділянки Всесвіту, розділені відстанями більшими за розмір горизонту подій, 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 подій. В епоху інфляції дві ділянки розширення, розділені відстанню близько горизонту, не перетинаються.

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

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

Спостереження[ред.ред. код]

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 в астрономів, у переважній кількості випадків, воно одне — електромагнітне випромінювання. Серед усіх спостережених і спостережуваних властивостей Всесвіту тільки невелика частка фактів інтерпретуються однозначно. Серед них:

На 2011 рік основні зусилля астрономів, що працюють в спостерігальній 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[ред.ред. код]

Докладніше у статті Шкала космічних 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 має назву сталої Габбла, z — має 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 ступені 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[ред.ред. код]

Докладніше у статті Паралакс

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[2].

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

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.

Вивчення історії розвитку Всесвіту і його великомасштабної структури[ред.ред. код]

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 Lα 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 найкращих 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:

Загальні особливості та підходи[ред.ред. код]

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[ред.ред. код]
Докладніше: 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.

Гравітаційне лінзування[ред.ред. код]

До ефектів, спостереження яких можливі також для будь-якого об'єкта (навіть не важливо, щоб він був далеким), необхідно віднести і ефект гравітаційного лінзування. У попередньому розділі було зазначено, що за допомогою гравітаційного 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 гравітаційно пов'язаними, тим самим будучи найбільшими стабільними системами у Всесвіті. Також з'ясувалося, що забезпечує цю стабільність маса, що проявляє себе тільки в гравітаційній взаємодії — темна маса або, як її називають в космології, темна матерія[3][4].

Порівняння різних ділянок спектру[ред.ред. код]

До стандартних підходів, 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[5]. 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[6]

Метод зоряних черпків[ред.ред. код]
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»[7]. 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 зорі, 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[4].

Домінує думка, що після переходу до масштабів у сотні мегапарсек, розподіл видимої речовини стає однорідним[8][9]. 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[10][11]. 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[12][13][14]. 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 ефект зменшення розміру)[15][16].

Особливості спостережень квазарів[ред.ред. код]

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 помітніші абсорбційні лінії. Так, в спектрі одного з лінзованих квазарів були виявлені лінії води[17].

Унікальною перевагою є і висока світність в радіодіапазоні, на її фоні поглинання частини випромінювання холодним газом помітніше. 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[18].

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, становитьD/H_p\approx 3\cdot 10^{-5}[19].

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 помпування, забезпечуючи інверсну заселеність енергетичних рівнів[20]. 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[21].

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

Особливості спостережень гамма-сплесків[ред.ред. код]

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[22].

Унікальні можливості застосування гамма-сплесків для вивчення структури Всесвіту полягають у наступному[22]:

  • 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 найвіддаленіші 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, тому що 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[22].
  • Якщо прийняти припущення, що гамма-сплеск — це вибух наднової зорі, 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[ред.ред. код]

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[23][24], 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 частинкою 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 спостереженням поки не існує.

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

Просторова однорідність та ізотропність 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 й 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 загальна теорія відносності).
  3. Деякі дані з фізики елементарних частинок: список основних частинок, їхні характеристики, типи взаємодії, закони збереження.

Комбінуючи ці фактори 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 сьогодні 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 панівні теорії, бурштиновий — визнана багатьма, але широко обговорюється, червоний — відчуває великі проблеми останнім часом, але підтримується багатьма теоретиками.

Модель Всесвіту, що розширюється[ред.ред. код]

Модель Всесвіту описує сам факт розширення. У загальному випадку ігнорується, коли і чому Всесвіт розпочав розширюватися, тобто теорія Великого Вибуху — лише окремий випадок моделі Всесвіту, що розширюється. В основі більшості моделей Всесвіту лежить ЗТВ і її геометричний погляд на природу гравітації. Середовище, що ізотропно розширюється зручно розглядати в системі координат, що розширюються разом з матерією. Таким чином, розширення Всесвіту формально зводиться до зміни масштабного фактора всієї координатної сітки, у вузлах якої «посаджені» галактики. Таку систему координат називають супутньою. Початок відліку зазвичай прикріплюють до спостерігача.

Єдиної точки зору, чи є Всесвіт дійсно нескінченним або кінцевим в просторі та об'ємі, не існує. Тим не менш, Всесвіт, що включає всі місця розташування, які можуть впливати на нас з моменту Великого Вибуху, кінцевий, оскільки кінцева швидкість світла та існував Великий вибух.

Теоретична доля Всесвіту[ред.ред. код]

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 дрібніші 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 зорі 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[ред.ред. код]

Література[ред.ред. код]

Посилання в тексті[ред.ред. код]

  1. Dim galaxy is most distant object yet found. New Scientist. Архів оригіналу за 2013-06-23. Процитовано 2010-10-21. 
  2. (рос.) А.С. Расторгуев. Шкала расстояний во вселенной. 
  3. (англ.) Hoekstra Henk; Jain Bhuvnesh (2008). Weak Gravitational Lensing and Its Cosmological Applications. Annual Review of Nuclear and Particle Systems. 
  4. а б (рос.) Засов А.В. Крупномасштабная Структура Вселенной. 
  5. (англ.) Maiolino R.; Schneider R.; Oliva, E.; Bianchi, S.; Ferrara, A.; Mannucci, F.; Pedani, M.; Roca Sogorb, M. (2004). A supernova origin for dust in a high-redshift quasar. Nature. 
  6. (англ.) Bouwens, R. J.; Illingworth, G. D.; Franx, M. и др. (2009). UV Continuum Slope and Dust Obscuration from z ~ 6 to z ~ 2: The Star Formation. The Astrophysical Journal. 
  7. Зоряні черпки Гершеля // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів: ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003. — С. 191. — ISBN 966-613-263-X, УДК 52(031).
  8. (англ.) Sarkar Prakash, Yadav Jaswant, Pandey Biswajit, Bharadwaj Somnath (2009). The scale of homogeneity of the galaxy distribution in SDSS DR6. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 
  9. (англ.) Gong Zhi-Yuan (2010). Testing the Homogeneity of Large-scale Structure with the SDSS Data. Chinese Astronomy and Astrophysics. 
  10. (англ.) Sylos Labini, F.; Vasilyev, N. L.; Baryshev, Y. V. (2009). Persistent fluctuations in the distribution of galaxies from the Two-degree Fiel. Europhysics Letters. 
  11. (англ.) Sylos Labini, Francesco; Baryshev, Yuri V. (2010). Testing the Copernican and Cosmological Principles in the local universe with galaxy surveys. Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 
  12. (англ.) Ryabinkov, A. I.; Kaminker, A. D.; Varshalovich, D. A. (2007). The redshift distribution of absorption-line systems in QSO spectra. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 
  13. (англ.) Bell, M. B.; McDiarmid, D. (2006). Six Peaks Visible in the Redshift Distribution of 46,400 SDSS Quasars Agree with with the Preferred Redshifts Predicted by the Decreasing Intrinsic Redshift Model. The Astrophysical Journal. 
  14. (англ.) Hartnett, J. G. (2009). Fourier Analysis of the Large Scale Spatial Distribution of Galaxies in the Universe. 2nd Crisis in Cosmology Conference. 
  15. (англ.) Pérez-González Pablo G., Rieke George H., Villar Victor и др. (2008). The Stellar Mass Assembly of Galaxies from z = 0 to z = 4: Analysis of a Sample Selected in the Rest-Frame Near-Infrared with Spitzer. The Astrophysical Journal. 
  16. (англ.) Labita, M.; Decarli, R.; Treves, A.; Falomo, R. (2009). Downsizing of supermassive black holes from the SDSS quasar survey. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 
  17. (рос.) Н.Т. Ашимбаева. Обнаружение воды в ранней Вселенной с помощью гравитационного линзирования. Архів оригіналу за 2011-08-22. 
  18. (англ.) Péroux, C.; Kulkarni, V. P.; Meiring, J.; Ferlet, R.; Khare, P.; Lauroesch, J. T.; Vladilo, G.; York, D. G. (2006). The most metal-rich intervening quasar absorber known. Astronomy and Astrophysics. 
  19. (англ.) O'Meara John M., Burles Scott, Prochaska Jason X., Prochter Gabe E и др (2006). The Deuterium-to-Hydrogen Abundance Ratio toward the QSO SDSS J155810.16-003120. The Astrophysical Journal. 
  20. (рос.)А. В. Засов, К. А. Постнов Общая астрофизика. — М.: ВЕК 2, 2006. — 496 с. — 1500 прим. — ISBN 5-85099-169-7.
  21. (рос.)Н.Т. Ашимбаева. Первое точное измерение температуры реликтового излучения в раннюю эпоху. Архів оригіналу за 2011-08-22. 
  22. а б в (англ.)ABRAHAM LOEB, VOLKER BROMM GRB Cosmology eprint (2007).
  23. S. Capozziello and M. Francaviglia Extended theories of gravity and their cosmological and astrophysical applications (2008) (2 — 3) С. 357 — 420. — DOI:10.1007/s10714-007-0551-y.
  24. Але не тільки в Сонячній системі — ефекти ЗТВ добре вивчені і в сильних полях тісних подвійних зірок, втім, з тими ж характерними розмірами.