Большое космическое путешествие - читать онлайн книгу. Автор: Нил Деграсс Тайсон, Майкл Стросс, Дж. Ричард Готт cтр.№ 117

При Ω_Λ не равной нулю получаются модели, заполняющие диаграмму. Диагональной линией обозначено множество моделей, для которых Ω₀ = Ω_m + Ω_Λ = 1, то есть плоских моделей, соответствующих инфляционной теории. Модели слева от этой линии имеют седловидную форму, и эти вселенные обладают бесконечной протяженностью, а модели справа от красной линии – это 3-сферные вселенные. Область, покрытая черными точками и напоминающая по форме галстук, содержит модели, согласующиеся с данными о РИ, полученными с суборбитального телескопа Boomerang в Антарктиде, – это один из важнейших ранних экспериментов. Эта область лежит прямо по линии, подтверждая, что свойства РИ свидетельствуют в пользу плоской модели. Можно наложить на космологическую модель еще одно ограничение: непосредственно измерить хронологию расширения Вселенной, соотнося данные о красном смещении и о расстояниях до далеких объектов. Ученые используют так называемые сверхновые типа Ia, которые удобны в качестве стандартных свеч; участок плоскости (Ω_m, Ω_Λ), допустимый по наблюдениям сверхновых типа Ia, показан светло-серой заливкой.

Рис. 23.5. Космологические модели (Ω_m, Ω_Λ). Каждая точка на этой диаграмме соответствует конкретной космологической модели с присущей ей плотностью материи (координата Ω_m по оси абсцисс) и плотности темной энергии (координата Ω_Λ по оси ординат). Область, обозначенная светло-серой заливкой, захватывает модели, согласующиеся с наблюдениями сверхновых типа Ia, свидетельствующими, что расширение Вселенной ускоряется. Область, обозначенная черными точками, захватывает модели, согласующиеся с наблюдениями реликтового излучения (РИ), полученными в рамках проекта Boomerang с суборбитального аэростата в 2000 году. Тогда была опубликована одна из первых статей, демонстрирующих, что по сумме наблюдений РИ и сверхновых напрашивается вывод, что наша Вселенная плоская (Ω₀ = Ω_m + Ω_Λ = 1) с Ω_m ≈ 0,3 и Ω_Λ ≈ 0,70. Темная энергия составляет 70 % от всего содержимого Вселенной. Последующие наблюдения, сделанные при помощи спутников WMAP и «Планк», убедительно подтвердили это заключение. Иллюстрация публикуется с разрешения MacMillan Publishers Ltd по изданию Nature, 404, P. de Bernardis, et al. April 27, 2000

Согласно этим данным, Вселенная расширяется все быстрее, и за это открытие Сол Перлмуттер, Брайан Шмидт и Адам Рисс в 2011 году разделили Нобелевскую премию по физике. Модели с Ω_Λ > Ω_m/2 характеризуются расширением, ускоряющимся на данном этапе, – гравитационное отталкивание темной энергии сильнее гравитационного притяжения материи. Светло-серая область, вычисленная по наблюдениям сверхновых, также подтверждает такое неравенство и показывает, что сегодня Вселенная расширяется с ускорением. (Модели с Ω_Λ < Ω_m/2 должны сегодня расширяться все медленнее). Черный галстук пересекается со светло-серой областью на небольшом участке со значениями около Ω_m ≈ 0,30 и Ω_Λ ≈ 0,70. Эти значения согласуются с данными, полученными как на материале РИ, так и на материале сверхновых.

Интересно, что такое перекрытие двух областей согласуется со значением Ω_m ≈ 0,30, вычисленным на основе масс скоплений галактик, движений отдельных галактик и разрастания структуры Вселенной. Эта цифра включает как обычную материю (барионы – протоны и нейтроны), так и темную материю. Приблизительно зная величину постоянной Хаббла 67 (км/c)/Мпк, мы, как выясняется, можем непосредственно определить Ω_m и Ω_барион, измерив относительную высоту четных и нечетных пиков на рис. 15.3. Ответ таков: Ω_барион ≈ 0,05 и Ω_m ≈ 0,30. Результаты наблюдений РИ согласуются со значением Ω_барион ≈ 0,05, которое Гамов вычислил по данным о нуклеосинтезе, рассмотренным в главе 15. Эти данные свидетельствуют, что львиная доля материи во Вселенной – это темная материя (Ω_{темнмат} ≈ 0,25), которая не может состоять из обычных частиц (барионов). Сейчас ученые пытаются выяснить детальные свойства темной материи, об этом рассказывал Майкл.

Синие линии на рис. 23.5 показывают возраст Вселенной по шкале 1/H₀. Предпочтительная космологическая модель, расположенная у самой линии, обозначена «Возраст = 1/H₀».

После того как в 2000 году были получены результаты проекта Boomerang, спутник WMAP с высокой точностью исследовал РИ и, уточнив эти оценки, позволил построить стандартную космологическую модель, согласующуюся со всеми ограничениями наблюдений. Спутник «Планк» дополнительно уточнил и эти оценки: H₀ = 67 (км/c)/Мпк; возраст Вселенной – 13,8 миллиарда лет, а значение Ω_m + Ω_Λ = 1 с учетом погрешностей наблюдений согласуется с моделью плоской Вселенной точнее, чем на 1 %.

Результаты WMAP в сумме с оценками по сверхновым и другими данными даже позволили отследить хронологию расширения Вселенной. Затем, вооружившись уравнениями Эйнштейна, мы смогли вычислить отношение давления к плотности энергии для темной энергии – это ключевой показатель, обозначаемый w. WMAP определил значение как w = –1,073 ± 0,09, что в пределах погрешности наблюдений согласуется со значением –1, спрогнозированным Эйнштейном для модели с космологической постоянной. Спутник «Планк» дал схожую оценку. Недавно в рамках Слоановского цифрового обзора неба» удалось измерить, что современное значение w или w₀ = –0,95 ± 0,07, при этом использовались данные о скучивании галактик и удобная формула, которую вывели мы с Заком Слепяном. Воспользовавшись теми же данными и формулой, но присовокупив информацию о степени линзирования РИ со стороны далеких галактик, команда «Планка» уточнила значение w₀ = –1,008 ± 0,068. Все эти значения в пределах погрешности наблюдений согласуются со значением –1, спрогнозированным для энергии вакуума (темной энергии). Известно, что плотность темной энергии положительна, так как именно положительная плотность энергии, значительно превосходящая плотности обычной и темной материи, требуется для возникновения такой плоской Вселенной, которую мы и наблюдаем. Известно, что давление темной энергии отрицательно, поскольку, с учетом положительной плотности ее энергии, лишь отрицательное давление темной энергии может обеспечить гравитационное отталкивание, необходимое для наблюдаемого ускоренного расширения Вселенной. Мы даже смогли точно измерить величину этого отрицательного давления – и выяснилось, что она равна взятой с обратным знаком плотности темной энергии в пределах погрешности наблюдений. Эйнштейн бы обрадовался! Его космологическая постоянная – никакая не ошибка!

Иногда темную энергию описывают как таинственную силу, вызывающую нынешнее ускорение расширения Вселенной, или отмечают, что мы ничего не знаем о темной энергии. Не совсем так. Сила, под действием которой происходит ускоряющееся движение Вселенной, – это просто гравитация. Отталкивание связано с тем, что темная энергия обладает отрицательным давлением. Есть серьезные подозрения, что темная энергия должна стоять в правой части тождеств Эйнштейна (там, где учитывается материя Вселенной), а не в левой части (с описанием законов тяготения), поскольку есть основания полагать, что содержание темной энергии в юной Вселенной было выше, и именно под ее действием началась инфляция. Предполагается, что темная энергия – это некая энергия вакуума, порождаемая полем или полями, но мы не знаем, какими. Известно, что количество темной энергии со временем практически не меняется, но неизвестно, это медленный рост (карабканье по склону холма) или медленное снижение (скатывание). В настоящее время эти проблемы активно исследуются.