Актуальні проблеми космології

Космологія вивчає Всесвіт загалом і належить до групи природничих наук. Тому її теоретичні основи повинні мати експериментальне підтвердження. Оскільки в основі космології лежить ЗТВ, усі експерименти з її перевірки роблять свій внесок і в обґрунтування космології. Однак, маючи за основу ЗТВ, космологія не зводиться до неї і, таким чином, має власну спостережну базу.

Серед інших астрономічних наук космологія стоїть осібно. Історично вона є однією з найдавніших наук (наук, а не професій!) – досить згадати «Теогонію» Гесіода (VIII – VII століття до н. е.). Водночас сучасне наукове обґрунтування космологія отримала лише на початку XX століття – з появою загальної теорії відносності (ЗТВ).

Аж до початку 90-х років XX століття спостережна база космології розвивалася в традиційних для всієї астрономії межах. Вводилися в дію дедалі більші телескопи, розширювався хвильовий діапазон спостережень. Предметом дослідження тривалий час залишалися лише галактики та пов’язані з ними явища – наприклад, квазари. Виявлення статистичних властивостей просторового розподілу галактик (міри того, наскільки однорідно чи неоднорідно вони розподілені у Всесвіті та які ієрархічні структури утворюють) слугувало єдиним джерелом спостережної інформації про параметри моделі Всесвіту.

Спостереження галактик схожі на пошуки монеток під ліхтарем, причому пошук веде короткозора людина. Поблизу ліхтаря вона легко знайде всі монети – у реаліях Росії 2006 року це і п’ятирублеві монети, і копійки (галактики великої та малої світності). Однак у міру того, як відстань від джерела світла збільшується, завдання ускладнюється: добре видно лише великі монети (яскраві галактики), і якщо необхідно зібрати весь розсипаний дріб’язок (галактики малої світності), доведеться нахилятися до землі й методично обшукувати велику площу.

Якісно нова ера в розвитку космології почалася в 1992 році з відкриття космологічної анізотропії реліктового випромінювання (див. «Наука и жизнь» № 12, 1993 р.). На відміну від давно виміряної дипольної анізотропії, пов’язаної з рухом Землі в космічному просторі, космологічна містить інформацію про багато параметрів і процесів у Всесвіті. Цінність даних, отримуваних під час дослідження реліктового випромінювання, зростає і тому, що воно несе інформацію про дуже ранню стадію розширення Всесвіту, коли ще не існувало жодних галактик.

Відкриття космологічної анізотропії реліктового випромінювання порушило інформаційну «монополію» галактик. У результаті вдалося усунути багато вироджень космологічних параметрів (неминучих під час аналізу даних якогось одного типу), значно підвищити точність їх визначення і перейти до безпосередньої перевірки наших уявлень про Всесвіт.

Досягнення останнього десятиліття

Як і кожна наука, космологія не стоїть на місці – вона розвивається. Те, що десять років тому було предметом запеклих суперечок і дискусій, сьогодні або стало твердо встановленим фактом, або відкинуте як помилкова гіпотеза.

До таких фактів належить насамперед те, що повна густина Всесвіту ρ з високою точністю дорівнює критичному значенню ρ_c :

де Н – стала Габбла (~ 70 км · с ^– 1 · Мпк ^– 1), G – гравітаційна стала. У традиційних одиницях вимірювання ρ_кр≈ 10 ^– 26 кг · см ^– 3, а в часто вживаних енергетичних – ρ_кр ~ (10 ^{– 3} еВ)⁴.

	Комбінована карта (п’ять частотних каналів – 23, 33, 41, 61 і 94 ГГц) анізотропії реліктового випромінювання за даними супутника WMAP.

Класична космологія в тому вигляді, в якому вона існувала за часів Ейнштейна і Фрідмана, допускала будь-які значення густини Всесвіту – як більші, так і менші за критичне значення, і в цьому відношенні воно нічим не вирізняється. Звичайно, критичним це значення густини названо не випадково, а тому, що тільки за цього значення просторова кривина Всесвіту дорівнює нулю, а параметр Ω₀ виявляється незалежним від часу.

Те, що повна густина всіх форм матерії близька саме до критичного значення, не стало несподіванкою. Саме цю величину густини Всесвіту більшість теоретиків розглядала як найімовірнішу ще з початку 1980-х років, коли було запропоновано нині загальноприйняту концепцію космологічної інфляції – моделі дуже швидкого розширення Всесвіту на ранній стадії його еволюції. Ба більше, успіх інфляційної парадигми виявився настільки великим, що, якби в експерименті було виявлено статистично значущу відмінність густини Всесвіту від критичного значення, це стало б, без сумніву, приголомшливою і найважливішою космологічною проблемою.

З інфляцією в економіці стикалися всі, і мало хто може сказати, що це позитивне явище. З космологічною інфляцією все навпаки – вона успішно розв'язала майже всі проблеми класичної космології та істотно знизила актуальність двох-трьох решти.

Повна густина Всесвіту, близькість якої до одиниці стала одним із тріумфів інфляції, визначається кількома компонентами різної фізичної природи – баріонами, з яких складається звичайна речовина (що відповідає Ω_б = ρ_б /ρ_кр≈ 0,04), так званою темною матерією, що проявляє себе опосередковано – через гравітаційну взаємодію з баріонами (Ω_тв = ρ_тв /ρ_кр≈ 0,26). І – приголомшливий результат! – основний внесок у густину Всесвіту дає так звана космологічна стала (у літературі закріпилася й інша назва – лямбда-член, Λ-член), густина якої Ω_Λ ≈ ρ_Λ /ρ_кр≈ 0,7, так що Ω_б + Ω_тв + Ω_Λ= Ω₀ = 1. За своїми властивостями вона близька або навіть тотожна сталій Λ, яку ввів Айнштайн у ліву частину відомого рівняння ЗТВ, що пов'язує геометрію Всесвіту з речовиною, яка заповнює світ. Космологічна стала за означенням не залежить від координат і часу і зазвичай трактується як енергія фізичного вакууму.

Те, що звичайна речовина практично не впливає на динаміку розширення Всесвіту, — давно і твердо встановлений факт. Ще в середині 1970-х років дослідження процесів нуклеосинтезу у Всесвіті, що розширюється – головним чином процесів утворення ядер дейтерію, літію, ізотопів гелію з атомною вагою 3 і 4 – показало, що кількість утворюваних ядер залежить від повного числа баріонів. Багаторічні дослідження первинного хімічного складу Всесвіту (насамперед це аналіз кількості дейтерію як найчутливішого елемента) вказують на невелике значення Ω_б. Але й задовго до того, як баріони у Всесвіті були «перераховані», з'ясувалося, що гравітаційної матерії у кілька разів більше, ніж тієї, що світиться, а точне їхнє співвідношення залежить від типу об'єкта дослідження (галактики, їхні групи, скупчення і т. д.). Наприклад, аналіз кривих обертання спіральних галактик показав, що їхній вигляд можна пояснити в межах загальноприйнятої теорії гравітації тільки за умови, що в галактиці існують дві гравітаційні підсистеми – дискова (спостережувана у вигляді зір і газу, що випромінює) і значно об'ємніша сферична. Причому маса, зосереджена у сферичній компоненті, більша за масу дискової від двох до десяти разів.

Видиму частину спіральної галактики утворюють зорі та гарячий газ, що випромінює. Їх оточує сферична хмара темної матерії, яка невидима, а проявляє себе тільки через гравітаційну взаємодію.

Ба більше, дослідження динаміки спірального візерунка галактик, що проводилися багато разів, незмінно приводили до висновку, що цей візерунок стабільний саме через наявність навколо галактики сферично розподіленої маси – гало. До аналогічного висновку про існування сферичних гало різного масштабу приходять і під час аналізу випромінювання та динаміки масивніших об'єктів – груп і скупчень галактик. При цьому крім дослідження кривих обертання галактик і температури газу в групах скупчень, використовують методи, засновані на ефекті гравітаційного лінзування світла далеких галактик скупченнями ближнього фону. Остаточну крапку в розв'язанні цієї проблеми поставили нещодавні дослідження анізотропії реліктового випромінювання, які визначили космологічну густину темної матерії з високою точністю.

Отже, існування темної матерії, яка взаємодіє з баріонами тільки гравітаційно, — твердо встановлений науковий факт. Однак питання її фізичної природи досі залишається відкритим. Не можна сказати, що космологи відчувають брак претендентів на роль частинки темної матерії: теоретики, які працюють у фізиці високих енергій та елементарних частинок, печуть їх як пиріжки, але експериментально жодного ґатунку таких частинок досі не було зареєстровано.

Якщо ситуація з частинкою прихованої матерії принципово ясна – рано чи пізно її буде виявлено, а з огляду на те, скільки сил і коштів вкладається в гонитву за результатом, довгоочікуване відкриття може відбутися вже в найближчому майбутньому, то з космологічною сталою все набагато складніше. Передусім незрозуміло, чому W_Λ, функція, що сильно залежить від часу, дорівнює 0,7 саме в сучасну епоху **.

Друга проблема – це сама фізична природа космологічної сталої: чи еквівалентна вона тій, яку ввів Айнштайн, чи це щось інше. Найчастіше обговорюваним «іншим» є так звана квінтесенція – деяке середовище (як правило, модельоване скалярним полем) із рівнянням стану w (ε = wp, де ε – густина енергії квінтесенції, p – її тиск). Зазначимо, що для космологічної сталої w = – 1, тобто це граничний випадок квінтесенції ***. На сьогодні спостережні дані не дають змоги зробити однозначний вибір між космологічною сталою та квінтесенцією: – 1,2 < w < – 0,8 (рівень достовірності 95 %). Однак наявна тенденція до скорочення довірчого інтервалу дає підстави припустити, що ми живемо у світі, де таємнича космологічна стала тотожна введеній Айнштайном (з абсолютно інших міркувань!). Домінування у Всесвіті космологічної сталої радикальним чином позначається на його еволюції – такий Всесвіт розширюється з прискоренням і має більший вік (з усіма наслідками, що з цього випливають), ніж Всесвіт, у якому ця стала дорівнює нулю.

З теоретичного погляду наявність космологічної сталої поки що не має серйозних або, принаймні, загальноприйнятих обґрунтувань. Радше її можна назвати «зайвою» величиною – наші уявлення про Всесвіт не змінилися б кардинально, якби виявилося, що насправді космологічна стала дорівнює нулю (або настільки мала, що не може бути визначена за наявного рівня техніки). Однак космологія, як і всі природничі науки, будується на фундаменті спостережних даних, і ці дані свідчать на користь її значної величини.

Спостережні аргументи на користь космологічної сталої

Підсумуймо основні аргументи на користь існування космологічної сталої.

Перший – коротко називають «аргументом за надновими». Взагалі кажучи, замість наднових можна взяти будь-який об'єкт, що задовольняє дві умови. По-перше, він має бути достатньо яскравим («п'ятирубльовою монетою» в термінах вступу), щоб його можна було побачити з великої відстані, і, по-друге, його світність не повинна залежати від конкретного представника (усі монети мають бути однаково чистими). Якщо об'єкт є такою «стандартною свічкою», неважко обчислити його яскравість на будь-якій відстані та в межах будь-якої космологічної моделі. Після цього, зіставивши теоретичні розрахунки з реальними спостереженнями, можна визначити параметри Всесвіту. Багаторічні пошуки такої стандартної свічки привели до того, що нині в цій ролі використовують наднові зорі типу Ia, а аналіз кривих світності виявив значну за величиною космологічну сталу.

	Наднова 1998 bu, що спалахнула в M 96 27 травня 1998 року. Фотографія з сайту www.supernovae.net/snimages

Наднова (будь-якого типу) — не об'єкт, а явище, у цьому разі – явище вибуху зорі-прародительки. Згідно із сучасними уявленнями, цей попередник — так званий білий карлик із масою, що перевищує порогове значення ~ 1,4 M_☼ (маси Сонця), до якого така зоря ще залишається стійкою. Зовнішнім джерелом речовини, що падає, є зоря (наприклад, гігант, який у ході своєї еволюції заповнив порожнину Роша) — компаньйон подвійної (або кратної) зоряної системи. Аж до критичного значення маси сили гравітації, що діють у зорі, врівноважуються тиском виродженого електронного газу. За подальшого збільшення маси електронний тиск виявляється недостатнім і відбувається колапс (і вибух) зорі. Однак цей вибух видається простим лише в стислому викладі: досі фізичні процеси, що відбуваються в такій зорі, через свою складність залишаються недостатньо вивченими. Ба більше, досі не існує послідовної теорії вибуху білого карлика.

Те, що попередники наднових типу Ia належать до одного класу зір і перебувають у вузькому діапазоні мас, саме по собі не обґрунтовує можливості використання наднових як стандартних свічок. Передусім те, як спалах наднової спостерігається на Землі, залежить від властивостей міжзоряного середовища, крізь яке поширюється випромінювання. Якщо середовище містить багато пилу, світло наднової зазнає значного поглинання, що зрештою може внести значну похибку у величини та/або точність космологічних параметрів, визначених таким методом.

Інша внутрішня проблема тесту за надновими — різний хімічний склад близьких і далеких наднових. Справді, відмінність між кривими, що описують зв’язок між видимою зоряною величиною та червоним зміщенням у різних космологічних моделях, збільшується зі зростанням червоного зміщення, на якому ми спостерігаємо наднові. Наявність систематичного ефекту, залежного від червоного зміщення, може стати серйозною перешкодою на шляху відновлення космологічної моделі.

Наступний аргумент на користь значної космологічної сталої — це спостережувана за різних величин червоного зміщення еволюція кількості скупчень галактик. З одного боку, її визначає темп зростання амплітуди збурень густини речовини (яка, своєю чергою, залежить від космологічної моделі), а з іншого — загальна кількість скупчень нормується на сучасну епоху. Тому, попри те що зростання збурень у Всесвіті з великою космологічною сталою сильно пригнічене, кількість скупчень галактик у минулому виявляється більшою, ніж у Всесвіті, де космологічна стала дорівнює нулю ****.

Скупчення галактик Coma (Волосся Вероніки). Майже кожен об’єкт на знімку — галактика. Фотографія O. Lopez-Cruz at al, Instituto Nacional de Astrofisica, Optica y Electronica, Mexico

Третій аргумент — це спостережуваний ефект Сакса—Вольфа, що встановлює зв’язок між кутовою анізотропією реліктового випромінювання та збуреннями гравітаційного потенціалу на шляху поширення реліктового фотона від моменту випромінювання до моменту його приймання. Традиційно цей ефект описують як сукупність кількох доданків, один із яких — інтегральний ефект Сакса—Вольфа — спричинений зміщенням частоти кванта під впливом змінного гравітаційного поля великомасштабної структури Всесвіту, що формується. Еволюція гравітаційного потенціалу на лінійній стадії утворення первинних скупчень і надскупчень галактик істотно залежить від наявності (і, звісно, величини) космологічної сталої. Якщо у Всесвіті домінує речовина, гравітаційний потенціал не залежить від часу. У цьому разі інтегральний ефект Сакса—Вольфа дорівнює нулю — реліктовий квант не зазнає додаткового зміщення частоти під час проходження гравітаційних «ям» і «хребтів» найближчої структури Всесвіту. У протилежному випадку, якщо космологічна стала досить велика й впливає на темп розширення сьогоднішнього Всесвіту, поле збурень гравітаційного потенціалу на шляху поширення фотона встигає змінитися (зменшитися) за час його проходження, що й зумовлює появу ефекту. Отже, інтегральний ефект Сакса—Вольфа у Всесвіті з великою космологічною сталою приводить до появи додаткової анізотропії реліктового випромінювання, яка антикорелює з великомасштабним розподілом галактик навколо нас (квант зазнає червоного/синього зміщення в напрямках концентрацій/розріджень галактик), що й виявляється під час аналізу даних спостережень.

І, нарешті, четвертий (і головний!) аргумент на користь космологічної сталої — структурний.

Основними джерелами наших знань про структуру Всесвіту є, по-перше, просторовий розподіл речовини, що світиться (галактик, їхніх груп, скупчень і т. д.), і, по-друге, анізотропія реліктового випромінювання. Обидва ці «джерела» чутливі до кількості речовини у Всесвіті, але характер цієї залежності дещо різний, що й дає змогу відновлювати величину густини матерії (а отже, й величину космологічної сталої) з високою точністю. Так, характерним масштабом, «відбитим» у просторовому розподілі матерії навколо нас, виявляється масштаб, який збігається з космологічним горизонтом на ранній стадії розширення Всесвіту, коли густина енергії випромінювання зрівнялася з густиною матерії. У той момент часу (близько 13 млрд років тому) епоха домінування випромінювання змінювалася епохою домінування матерії, що вело до зміни темпу розширення Всесвіту та швидкості зростання збурень. У спектрі потужності збурень густини це виразилося в появі характерного «горба». Лінійний масштаб, на якому цей горб видно в розподілі галактик, визначається величиною Γ = Ω_м h ≈ 0,2, де Ω_м — густина матерії у Всесвіті (включно з темною речовиною та баріонами), а h — безрозмірна стала Габбла, виражена в одиницях 100 км · с ^– 1 Мпк ^– 1 (у цих одиницях величина H = 0,7h). Вимірювання анізотропії реліктового випромінювання дає змогу визначити іншу комбінацію тих самих космологічних параметрів: ω_м = Ω_м h ² ≈ 0,13. Виключивши сталу Габбла, легко обчислити величину густини речовини у Всесвіті: Ω_м = Γ ² /ω_м = 0,3, яка виявляється меншою за одиницю з високим ступенем достовірності (спостережні дані про просторовий розподіл речовини — найточніші в сучасній космології!). А оскільки дані про дрібномасштабну анізотропію реліктового випромінювання (розташування так званих сахаровських піків) дають змогу однозначно стверджувати, що сумарна густина всіх форм матерії у Всесвіті дорівнює одиниці (про це ми вже згадували на початку статті), ми доходимо висновку: існує складова матерії, яка не бере участі в гравітаційному скупчуванні. Такою складовою може бути лише космологічна стала.

Висновок

Отже, ми живемо у світі, динамікою розширення якого керує невідома нам форма матерії. Єдине, що ми достовірно знаємо про неї — це факт її існування та рівняння її стану вакуумоподібного типу. Нам невідомо, чи змінюється рівняння стану темної енергії з часом і, якщо змінюється, то як. Це означає, що всі міркування про майбутнє Всесвіту за своєю суттю спекулятивні (тобто  умоглядні) й ґрунтуються на естетичних поглядах їхніх авторів.

У космології є й інші завдання, що потребують розв’язання. Передусім це питання про природу темної речовини, яка входить до складу всіх гравітаційно зв’язаних систем у Всесвіті, хоча, на відміну від космологічної сталої, про темну речовину ми знаємо набагато більше, і відповідь, без сумніву, невдовзі буде отримано. На порядку денному космології стоять й інші надзвичайно цікаві загадки, що потребують розв’язання: походження перших галактик і квазарів, проблеми початку й утворення Всесвіту, ієрархії частинок і взаємодій та інші. Обсяг наших знань про Всесвіт швидко зростає, але що більше ми дізнаємося про навколишній світ, то більше виникає нових питань. Це нормальний шлях розвитку науки, особливо тієї її галузі, що розвивається найшвидше, — космології.

* Рис М. Наша космическая обитель. – М. – Ижевск: Ин-т компьютерных исслед., 2002. (Пер. с англ.)

** Космологічна стала починає динамічно проявлятися за червоного зміщення z ~ 0,5, і з часом її вплив лише зростає. Нагадаємо, що перші галактики з’являються при z ~ 10, а така важлива епоха, як рекомбінація водню, відповідає z ~ 1100.

*** Зауважимо, що при w ≠ – 1 ω і р залежать від часу.

**** У світі зі скінченною швидкістю світла в принципі можна зазирнути в минуле Всесвіту: спостерігаючи віддалені об'єкти, ми бачимо їх такими, якими вони були в момент випромінювання кванта світла, що надходить до нас, а оскільки відстані до космологічних об'єктів величезні, то й «можливість» зазирнути в минуле відповідна.

Подробиці для допитливих

Квазар – квазізоряний (зореподібний) об'єкт. Уперше квазари були відкриті в 1967 році. Довгий час їхні спектри не вдавалося ототожнити з жодним типом об'єктів, аж поки нарешті не з'ясувалося, що квазари – це активні ядра галактик, які віддаляються від нас із величезними швидкостями, так що їхні спектри зазнають значного червоного зміщення космологічної природи. Оскільки квазари – дуже яскраві об'єкти, їх видно з дуже великих відстаней, порівнянних із розміром Всесвіту. Це дає змогу використовувати їхній просторовий розподіл для відновлення розподілу матерії у Всесвіті та його еволюції в часі.

Баріони (від грецького барос – важкість) – група «важких» елементарних частинок із масою не меншою за масу протона і напівцілим спіном. До баріонів належать протони й нейтрони, а також низка нестабільних частинок (гіперони, баріонні резонанси, що мають час життя порядку 10 ^– 23 секунди). Нейтрон стабільний лише у складі стійких атомних ядер; у вільному стані він розпадається на протон, електрон і електронне антинейтрино в середньому за 16 хвилин.

Реліктове випромінювання – електромагнітне випромінювання, що «залишилося» від епохи домінування випромінювання у Всесвіті. Спектр реліктового випромінювання надзвичайно близький до спектра абсолютно чорного тіла з температурою 2,7 кельвіна. Кількість квантів цього випромінювання величезна – 10 ⁹ на баріон, проте космологічна густина їхньої енергії дуже мала і становить близько 10 ^– 5 від повної густини всіх видів матерії.

Порожнина Роша – максимально можливий об'єм зорі в подвійній системі (позначений червоною лінією). Поблизу кожної зорі переважає сила тяжіння, а між зорями є точка, де ці сили врівноважені. Зорі обертаються одна відносно одної, тому на великій відстані від осі переважає відцентрова сила, яка прагне викинути речовину в простір. Коли зоря, розширюючись, виходить за межі порожнини Роша, частина її оболонки під дією цієї сили переходить до іншої зорі.

Лише зареєстровані користувачі можуть залишати коментарі. Увійдіть або зареєструйтеся.