Kosmologia: odkrycia i tajemnice

Kosmologia jest nauką szczególną. Jej przedmiotem jest cały Wszechświat, rozumiany jako jedna całość, jako układ fizyczny o szczególnych właściwościach, których nie można sprowadzić do sumy właściwości ciał astronomicznych i zamieszkujących go pól fizycznych. Rozmiar obserwowalnego Wszechświata wynosi około 10 miliardów lat świetlnych. Jest to największy obiekt naukowy pod względem skali przestrzennej. Co więcej, występuje w jednym egzemplarzu. Pod tym względem kosmologia oczywiście bardzo różni się od innych dyscyplin nauk przyrodniczych. Ale jak w każdej nauce, w kosmologii najważniejsze są rzetelnie ustalone fakty, wiarygodne informacje o rzeczywistych obiektach, procesach i zjawiskach. Artykuł znanych rosyjskich astrofizyków mówi o czterech głównych odkryciach kosmologii i trudnych zagadkach tej nauki – zarówno dawnych, jak i bardzo współczesnych, które nie zostały jeszcze rozwiązane

Im dalej, tym szybciej

Współczesna kosmologia sięga pierwszych dekad XX wieku. W latach 1915-1917 Amerykański astronom Vesto Slifer odkrył, że galaktyki (które wówczas nazywano mgławicami) nie stoją w miejscu, ale poruszają się w przestrzeni, przy czym większość z nich oddala się od nas. Taki wniosek wynika z obserwacji widm galaktyk: ich ruch objawiał się przesunięciem linii widmowych w kierunku czerwonego końca widma.

Tego rodzaju przesunięcie ku czerwieni, co można interpretować jako znany od dawna w fizyce efekt Dopplera, ma, jak się później okazało, charakter uniwersalny: występuje we wszystkich galaktykach Wszechświata. Jedynymi wyjątkami są najbliższe nam układy gwiezdne, np. słynna mgławica Andromeda i inne (mniejsze) galaktyki położone w odległościach nieprzekraczających około 1 megaparseka (1 Mpc ≈ 3,26 miliona lat świetlnych). Jeśli odległości są większe niż 1 Mpc, wówczas galaktyki, jak to ujął Slipher, „rozpraszają się w przestrzeni”.

W 1929 roku inny amerykański badacz Edwin Hubble, nazywany często największym astronomem XX wieku, ustalił, że ruch rozbieżnych galaktyk kieruje się prostym prawem: prędkość V odległość galaktyki od nas jest proporcjonalna do odległości R przed nią: V = H R. Ta zależność między prędkością i odległością nazywa się teraz Prawo Hubble'a oraz współczynnik proporcjonalności H– Stała Hubble’a. Ogrom H stała w tym sensie, że jest taka sama dla wszystkich galaktyk i nie zależy ani od odległości do galaktyki, ani od kierunku na niebie. Według współczesnych danych wartość stałej Hubble'a mieści się w przedziale od 60 do 75 km/s na megaparsek.

Edwin Hubble (1889-1953), astronom z Obserwatorium Mount Wilson w Kalifornii, obserwował galaktyki za pomocą najpotężniejszego wówczas teleskopu o średnicy 2,5 m. W 1929 r. ustalił wzór ilościowy w Fenomenie cofania się galaktyk ( prawo Hubble’a)

Usuwanie galaktyk zgodnie z prawem Hubble'a obserwuje się obecnie do odległości kilku tysięcy megaparseków. Jeśli galaktyka znajduje się w odległości powiedzmy 1000 Mpc, to oddala się od nas z prędkością 60-75 tys. km/s. To ogromna prędkość, która jest zaledwie 4-5 razy mniejsza od prędkości światła. Ogólna recesja galaktyk jest najwspanialszym zjawiskiem natury.

Odkrycia Sliphera i Hubble'a, a także dalsze badania, położyły obserwacyjny fundament, na którym zbudowana i rozwija się cała współczesna kosmologia. Już teraz wiemy, że żyjemy w ogromnym świecie, który z biegiem czasu również się rozszerza. Ekspansja rozpoczęła się około 14 miliardów lat temu; Ten gigantyczny okres czasu uważany jest za wiek świata. A wydarzenie, które dało początek ekspansji kosmologicznej, nazywa się Wielki Wybuch.

Ale jaka jest fizyczna natura Wielkiego Wybuchu? Skąd galaktyki czerpały tak ogromne prędkości ucieczki? Co sprawiło, że tak szybko się od siebie oddalili? Ani słynni astronomowie obserwacyjni, twórcy kosmologii, ani wielcy fizycy, poczynając od Einsteina, nie byli w stanie odpowiedzieć na te pytania. Współcześni kosmolodzy również nie mają na nie odpowiedzi. Jest to być może najtrudniejsza i najtrudniejsza do rozwiązania tajemnica, jaka kiedykolwiek pojawiła się w naukach przyrodniczych. Nie wiemy, gdzie właściwie rozpoczęła się ekspansja kosmologiczna i nie mamy pojęcia o fizyce, która może za nią stać. Nie wiadomo nawet, jak postawić problem przyczyny ekspansji kosmologicznej. Co więcej, nie można nic powiedzieć o tym, co wydarzyło się przed tym wydarzeniem, a nawet nie jest do końca jasne, co oznacza tutaj „przed”.

A jednak samą możliwość rozszerzenia świata przepowiedział rosyjski matematyk Aleksander Friedman, klasyk światowej nauki. Korzystając z teorii Einsteina, Friedman rozwinął ją w latach 1922-1924. fizyczny i matematyczny model świata będący w stanie ogólnej ekspansji. Bezpośrednią konsekwencją tego modelu jest odkryte w obserwacjach Hubble’a prawo proporcjonalności prędkości i odległości. Model kosmologiczny Friedmana jest teoretyczną podstawą współczesnej kosmologii. Model ten w połączeniu z danymi z obserwacji astronomicznych bardzo dobrze opisuje dynamikę ekspansji kosmologicznej. Oczywiście nie od „samego początku”, o którym nic nie wiadomo. Godne uwagi jest jednak to, że teoria Friedmana obowiązuje natychmiast po pierwszej sekundzie ekspansji kosmologicznej. Poza tą pierwszą sekundą znana jest nam cała dalsza historia świata; Co więcej, teoria ta mówi także o przyszłości Wszechświata: przewiduje, że ekspansja kosmologiczna będzie trwać w nieskończoność.

Nadwaga Wszechświata

W 1933 roku szwajcarsko-amerykański astronom Fritz Zwicky zauważył, że oprócz świetlistej materii galaktyk we Wszechświecie muszą istnieć także niewidzialne, „ukryte” masy, które manifestują się jedynie poprzez swoją grawitację. Badał gromadę galaktyk Coma w gwiazdozbiorze Coma Berenices, dużej formacji zawierającej tysiące układów gwiezdnych podobnych do mgławicy Andromedy lub naszej Galaktyki. Galaktyki poruszają się w tej gromadzie z prędkością sięgającą 1000 km/s. Aby utrzymać je w objętości gromady, wymagana jest grawitacja, której widzialne, jasne masy samych galaktyk nie są w stanie wytworzyć same. Wymaga to silniejszej grawitacji i według obliczeń Zwicky'ego wymaga dodatkowych mas, które są około 10-krotnością całkowitej pozornej masy galaktyk gromady.

Później, w latach 70., dzięki wysiłkom astronomów w ZSRR i USA, odkryto, że ukryte masy powinny występować nie tylko w gromadach galaktyk, ale także w izolowanych dużych galaktykach. Jaan Einasto, Vera Rubin, Jeremiah Ostriker, Jim Peebles i ich współpracownicy odkryli, że ukryte masy tworzą niewidzialne halo galaktyk. Faktem jest, że można zmierzyć zależność prędkości obrotowej galaktyk spiralnych od odległości do centrum ( krzywa obrotu), które można prześledzić zarówno wewnątrz układu gwiazdowego, jak i poza nim (poprzez ruch obojętnych obłoków wodoru). W obszarze poza widzialnym dyskiem galaktyki krzywa rotacji staje się z reguły płaska, tj. praktycznie niezależna od odległości. We wszystkich przypadkach przebieg tej „płaskiej” zależności wskazuje na obecność materii ukrytej zarówno wewnątrz układu gwiazdowego, jak i poza nim, a masa materii niewidzialnej w halo jest 3-10 razy większa od masy galaktyki.

Te aureole mają kształt niemal kulisty, ich promienie są 5-10 razy większe niż rozmiary samych układów gwiezdnych. Duże galaktyki, takie jak na przykład mgławica Andromedy czy nasza własna Galaktyka, składają się z dysku gwiezdnego osadzonego w rozkładzie niewidzialnej masy rozciągającej się na odległości do 100 kpc. Te ciemne aureole, podobnie jak dodatkowe masy w Zwicky, manifestują się wyłącznie poprzez grawitację. Obecnie powszechnie nazywa się niewidzialną materią wypełniającą halo galaktyk i gromad Ciemna materia.

Z tego efektu pochodzą inne interesujące dowody empiryczne potwierdzające istnienie ciemnej materii soczewka grawitacyjna. Gromady galaktyk tworzą Einsteinowski efekt odchylania światła przez pole grawitacyjne. W tym przypadku źródłem światła są odległe galaktyki i kwazary. Obrazy galaktyk ulegają zniekształceniu, gdy ich światło przechodzi przez pole grawitacyjne gromady, która służy jako rodzaj soczewki grawitacyjnej. Rozróżnia się soczewkowanie mocne i słabe. Przy silnym soczewkowaniu zniekształcenie jest tak duże, że pojawia się wiele obrazów źródła. Dzieje się tak, gdy odległość kątowa pomiędzy soczewką a źródłem jest stosunkowo mała. Przy stosunkowo dużych odległościach kątowych zniekształcenie nie jest tak duże (słabe soczewkowanie), a sprowadza się do zmiany widocznego kształtu źródła, ale bez zmiażdżenia jego obrazu. W obu przypadkach efekt ten wskazuje masę gromady służącej jako soczewka grawitacyjna. Badając takie zniekształcenia dla setek tysięcy i milionów odległych galaktyk, można uzyskać informacje o wielkości i rozkładzie mas w gromadach soczewek. Obserwacje tego rodzaju konsekwentnie wskazują, że gromady zawierają duże masy ukryte.

Odkrycie ciemnej materii jest drugim (po odkryciu ekspansji kosmologicznej) najważniejszym wydarzeniem w historii kosmologii. Zwykła materia, z której składa się planeta Ziemia (i wszystko, co się na niej znajduje, łącznie z nami), Słońce i inne gwiazdy, składa się tylko z trzech rodzajów cząstek elementarnych: protonów, neutronów i elektronów. A ciemna materia, której we Wszechświecie jest znacznie więcej, ma zupełnie inny skład: nie są to bariony (protony i neutrony), nie elektrony, ale... kto wie co.

Ćwierć wieku temu Ya. B. Zeldovich aktywnie rozwinął koncepcję, że ciemna materia może składać się z neutrin. Neutrina kosmologiczne (i antyneutrina) z pewnością są obecne we Wszechświecie. Wyszły z równowagi z materią, gdy świat miał mniej niż jedną sekundę, i od tego czasu są obecne w kosmosie, oddziałując z innymi rodzajami energii niemal wyłącznie grawitacyjnie. Na każdy centymetr sześcienny przestrzeni powinno ich być średnio około 300. Na początku lat 80. Wydawało się, że laboratoryjny eksperyment fizyczny pozwolił tym cząstkom uzyskać masy odpowiednie, aby neutrina mogły pełnić rolę ciemnej materii. Teraz jednak stało się jasne, że masy neutrin są znacznie mniejsze, więc w najlepszym przypadku można im przypisać około 10% ciemnej materii. Jakie są zatem główne nośniki tej substancji?

Jedna ze współczesnych hipotez, wywodząca się z idei Zeldovicha, głosi, że ciemna materia składa się głównie z cząstek, które pod pewnymi względami są bardzo podobne do neutrin: są stabilne, nie mają ładunku elektrycznego i uczestniczą jedynie w oddziaływaniach grawitacyjnych i słabych. Jednak takie cząstki bardzo różnią się masą od neutrin: muszą być bardzo ciężkie, około 1000 razy cięższe od protonu, więc energia spoczynkowa takiej cząstki wynosi około 1 TeV. Cząstki takie nie były jeszcze znane ani w teorii, ani w eksperymencie fizycznym. Jeśli rzeczywiście istnieją, to, jak pokazuje teoria, mogą być obecne we Wszechświecie w wymaganej ilości. W ten sposób kosmologia dochodzi do ciekawej prognozy: w przyrodzie powinny istnieć masywne, stabilne, słabo oddziałujące cząstki elementarne, które stanowią około 25% całkowitej masy i energii Wszechświata, czyli 4-5 razy więcej niż wkład barionów.

Według jednej z hipotez ciemna materia składa się z cząstek podobnych do neutrin. jednakże takie cząstki muszą być około 1000 razy cięższe od protonu

Być może nowe cząstki o wymaganych właściwościach zostaną odkryte w Wielkim Zderzaczu Hadronów w CERN, który przygotowuje się do przeprowadzenia bezprecedensowych eksperymentów. W tym najpotężniejszym akceleratorze wiązki protonów i jonów zostaną rozpędzone do energii powyżej 10 TeV, co znacznie przekracza energię spoczynkową hipotetycznych ciemnych cząstek. Kilka dużych laboratoriów na całym świecie, w tym w Rosji, buduje specjalne instalacje do wykrywania cząstek ciemnej materii przybywających na Ziemię z halo naszej Galaktyki. Możliwe, że kwestia fizycznej natury ciemnej materii zostanie rozstrzygnięta w najbliższej przyszłości. W każdym razie tajemnica ta nie wydaje się tak beznadziejna, jak natura ekspansji kosmologicznej.

Tło fotonu

W 1965 roku amerykańscy radioastronomowie Arno Penzias i Robert Wilson odkryli, że cały Wszechświat przenika promieniowanie elektromagnetyczne docierające do Ziemi izotropowo, czyli równomiernie ze wszystkich kierunków. To trzecie co do wielkości odkrycie w kosmologii.

Maksimum w widmie tego promieniowania występuje przy falach milimetrowych, a samo widmo, czyli rozkład długości fal (lub częstotliwości), pokrywa się kształtem z widmem ciała absolutnie czarnego. W języku kwantów można powiedzieć, że na świecie istnieje gaz fotonów, który równomiernie wypełnia całą przestrzeń. Temperaturę tego gazu mierzy się precyzyjnie: T = 2,725 K. Jak widać jest to bardzo niska temperatura, nie wyższa niż trzy stopnie, licząc od zera absolutnego (w skali Celsjusza jest to -270°). Takich kosmicznych fotonów jest mnóstwo we Wszechświecie: jest ich prawie 10 miliardów razy więcej niż protonów, jeśli liczyć liczbę cząstek. Centymetr sześcienny przestrzeni zawiera około 500 fotonów reliktowych.

Samo izotropowe promieniowanie kosmiczne nie kryje w sobie żadnych szczególnych tajemnic. To relikt, czyli pozostałość po stanie, w jakim znajdował się Wszechświat w bardzo odległej przeszłości, w pierwszych minutach swojej ekspansji. Nie było w nim wówczas gwiazd ani galaktyk, a cała materia była mniej więcej równomiernie rozłożona w przestrzeni. Można to sobie wyobrazić, jeśli odwrócimy w myślach upływ czasu: patrząc wstecz, zobaczymy, że galaktyki nie rozpraszają się, ale zbliżają się do siebie. I w pewnym momencie muszą się wymieszać, aby ich substancja okazała się gazem o w przybliżeniu jednolitej gęstości. Ten gaz musi być bardzo gorący. Nawet ze szkoły wiemy, że gdy ciała się rozszerzają, ochładzają się, a gdy się ściskają, nagrzewają się. Z fizyki wiadomo również, że w gorącym gazie koniecznie muszą znajdować się fotony, które są z gazem w równowadze termodynamicznej. W miarę rozszerzania się Wszechświata fotony nie znikają i powinny przetrwać do czasów współczesnych.

Tak myślał w latach 40. Georgy Gamov, niegdyś uczeń profesora Friedmana w Leningradzie. Zbudował teorię „gorącego Wszechświata”, zwaną także teorią Wielkiego Wybuchu i na jej podstawie był w stanie przewidzieć samo istnienie tego szczątkowego, reliktowego promieniowania. Ponadto przewidział aktualną temperaturę fotonów reliktowych. Według jego obliczeń nie powinna ona przekraczać 10 K. W jednym ze swoich artykułów popularnonaukowych (w 1950 r.) Gamow napisał, że temperatura bezwzględna powinna wynosić około trzech stopni. Jak się okazało półtorej dekady później, przewidywania okazały się bardzo trafne. Wielu uważa, że ​​było to najpiękniejsze przewidywanie ilościowe w całej teorii kosmologicznej.

Jednak coś nie jest do końca jasne w sprawie promieniowania reliktowego. Kosmolodzy nie mogą zrozumieć, dlaczego istnieje tak wiele fotonów reliktowych (w porównaniu z protonami). Jednak bardziej słuszne byłoby stwierdzenie, że w tym pytaniu nie chodzi o fotony, ale o protony: dlaczego jest ich dokładnie tyle, ile wiadomo z obserwacji? Brak odpowiedzi. Nawet A.D. Sacharow, który uważał go za jeden z najbardziej fundamentalnych zarówno w kosmologii, jak i w całej fizyce fundamentalnej, nie mógł sobie poradzić z tym problemem.

Odkrycie i badanie kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła zostało uhonorowane dwiema Nagrodami Nobla. Pierwszą nagrodę otrzymali w 1978 r. Penzias i Wilson, drugą w 2006 r. George Smoot i John Mather, którzy w 1992 r. udowodnili, że kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła jest rzeczywiście termodynamicznie równowagowym gazem fotonów o określonej temperaturze. Dokonano tego za pomocą amerykańskiego satelity COBE (Cosmic Tło Explorer). Ponadto COBE zmierzył słabą anizotropię promieniowania tła na poziomie tysięcznych części procenta. Ta ostatnia jest „odciskiem” początkowo słabych niejednorodności materii wczesnego Wszechświata, które później dały początek obserwowanym wielkoskalowym strukturom kosmicznym – galaktykom i gromadom galaktyk.

George Gamow (1904-1968) 15 lat przed odkryciem Penziasa i Wilsona przewidział, że temperatura CMB powinna wynosić około trzech stopni. Było to najdokładniejsze przewidywanie ilościowe w kosmologii

Obecnie obserwacje kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła służą astronomom do badania wielkoskalowych właściwości Wszechświata. Najbardziej uderzający wynik osiągnięty na tej ścieżce w ostatnich latach dotyczy geometrii trójwymiarowej przestrzeni, w której rozpraszają się galaktyki. Począwszy od Friedmanna, kosmolodzy starali się określić rodzaj geometrii przestrzeni rzeczywistej. Okazało się, że była to zwykła szkolna geometria euklidesowa. Okazuje się, że nasz świat nie jest bardzo skomplikowany: przynajmniej jego geometria przestrzenna jest najprostsza z możliwych.

Uniwersalna antygrawitacja

W latach 1998-1999 Dwa międzynarodowe zespoły obserwatorów, jeden pod przewodnictwem Briana Schmidta i Adama Reissa, a drugi Saula Perlmuttera, odkryły, że obserwowana ekspansja kosmologiczna przyspiesza: prędkość, z jaką galaktyki się oddalają, rośnie z czasem. Odkrycia dokonano poprzez badanie odległych eksplozji supernowych pewnego typu (Ia), które są niezwykłe, ponieważ mogą służyć jako „świece standardowe”, czyli źródła o znanej wewnętrznej jasności. Ze względu na swoją wyjątkową jasność supernowe można obserwować z bardzo dużych, prawdziwie kosmologicznych odległości rzędu tysięcy megaparseków.

Materia (w tym ciemna materia) nie jest w stanie przyspieszać galaktyk, a jedynie spowalnia ich ekspansję: wzajemne przyciąganie galaktyk ma tendencję do zbliżania ich do siebie. Dlatego odkryty przez astronomów fakt przyspieszonej ekspansji wskazuje, że wraz ze zwykłą materią tworzącą grawitację, istnieje we Wszechświecie szczególna kosmiczna masa lub energia, która tworzy nie grawitację, ale antygrawitację - ogólne odpychanie ciał. Co więcej, w skali kosmologicznej antygrawitacja jest silniejsza niż grawitacja. Nowa energia nazywana jest ciemną energią. Jest naprawdę niewidoczny: nie emituje, nie rozprasza i nie absorbuje światła (i w ogóle wszelkich fal elektromagnetycznych); objawia się jedynie jako antygrawitacja.

Astronomowie odkryli, że w odległości około 7 miliardów lat świetlnych przyspieszenie kosmologiczne jest dodatnie. Ale na jeszcze większych odległościach przyspieszenie, jak się okazuje, zmienia znak: tam jest ujemne, co oznacza, że ​​na tak ekstremalnie dużych odległościach ekspansja kosmologiczna następuje ze spowolnieniem.

Weźmy teraz pod uwagę, że światło rozchodzi się w przestrzeni ze skończoną prędkością. Oznacza to, że widzimy obiekty takimi, jakie były, gdy emitowały światło, które teraz otrzymujemy. Widzimy Słońce z 8-minutowym opóźnieniem, odległe galaktyki obserwujemy takimi, jakie były miliardy lat temu. Teleskop to wehikuł czasu rzeczywistego, który pozwala zobaczyć przeszłość świata na własne oczy. Według najnowszych danych kosmologicznych świat ma 13,7 miliardów lat.

To, co właśnie powiedziano o przyspieszeniu kosmologicznym, oznacza, że ​​przez pierwszą połowę swojej historii Wszechświat rozszerzał się ze zwalnianiem, a przez drugą z przyspieszaniem. Przez pierwsze 7 miliardów lat rozszerzający się Wszechświat praktycznie nie odczuwał w sobie obecności ciemnej energii: gęstość materii (ciemnej materii i barionów) była znacznie większa niż gęstość ciemnej energii. Zakłada się, że gęstość ciemnej energii nie zależy od czasu, jest wartością stałą. A gęstość materii maleje podczas ekspansji, tak że w przeszłości była większa niż obecnie; z tego powodu do pewnego momentu grawitacja materii była silniejsza niż antygrawitacja ciemnej energii. Te dwie siły właśnie zrównały się pod względem wielkości około 7 miliardów lat temu. Od tego czasu dominowała ciemna energia, a ta era antygrawitacji będzie trwać wiecznie.

Na podstawie kombinacji różnych obserwacji (w tym obserwacji kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła) ustalono obecnie udział każdego kosmicznego składnika w ogólnym bilansie energetycznym Wszechświata. Składniki te nazywane są obecnie rodzajami energii kosmicznej. Ciemna energia stanowi około 70% światowej energii; dla ciemnej materii – 25%; dla zwykłej materii (protony, neutrony, elektrony) - około 5%; dla kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła – poniżej 0,1%. Oto przepis na „mieszaninę energetyczną”, która wypełnia współczesny Wszechświat. Jak widzimy, jest w nim dużo „ciemności” – aż 95%. Było to największe zaskoczenie dla astronomów, kosmologów i fizyków.

Naukowa przewidywalność Einsteina jest zaskakująca i godna podziwu: już w 1917 roku mówił on o powszechnym odpychaniu kosmicznym jako możliwym zjawisku fizycznym w skali kosmologicznej. Dla Einsteina antygrawitację opisuje tylko jedna stała, zwana stałą kosmologiczną. Cały zestaw obecnie dostępnych danych obserwacyjnych dotyczących ciemnej energii doskonale zgadza się z tym opisem.

Antygrawitację tworzą nie galaktyki czy inne zwarte obiekty, ale ciągły ośrodek kosmiczny, w którym zanurzone są wszystkie ciała - Ciemna Energia

Einstein nie pozostawił nam fizycznej interpretacji stałej kosmologicznej. Zgodnie z propozycją E. B. Glinera wyrażoną jeszcze w 1965 roku, stałą kosmologiczną można uznać za cechę fizyczną szczególnego rodzaju ośrodka ciągłego, idealnie równomiernie wypełniającego całą przestrzeń Wszechświata. Gęstość tego ośrodka jest nie tylko jednorodna, ale także niezależna od czasu, jest taka sama we wszystkich układach odniesienia. Z tej idei wynikają szczególne makroskopowe właściwości ciemnej energii. Okazuje się więc, że ma ciśnienie i jest ono ujemne, a w wartości bezwzględnej jest równe gęstości energii (przypomnijmy, że gęstość energii i ciśnienie mają ten sam wymiar). To właśnie pod wpływem swojego ujemnego ciśnienia ciemna energia wytwarza antygrawitację – jest to specyficzny efekt ogólnej teorii względności.

Ale czym nie są makroskopowe, ale mikroskopijne właściwości ciemnej energii? Z czego to się składa? Pod koniec lat sześćdziesiątych, na długo przed odkryciem ciemnej energii, Zeldovich omawiał możliwy związek między stałą kosmologiczną a próżnią kwantową cząstek elementarnych i pól fizycznych. Ta fizyczna próżnia nie jest absolutną pustką; ma własną, niezerową energię. Jego nośnikami są tak zwane oscylacje punktu zerowego pól kwantowych, które zawsze istnieją w przestrzeni, nawet jeśli nie ma w niej żadnych cząstek. Jeśli tę próżnię kwantową rozpatrywać makroskopowo jako rodzaj ośrodka, to należy jej przypisać nie tylko gęstość energii, ale także ciśnienie. W tym przypadku związek pomiędzy ciśnieniem a gęstością powinien być dokładnie taki sam, jak w przypadku ciemnej energii, opisanej stałą kosmologiczną Einsteina. Czy więc ciemna energia nie jest identyczna z fizyczną próżnią?

Byłoby wspaniale, gdyby można było udowodnić, że rzeczywiście tak jest: unifikacja pozornie różnych bytów jest najbardziej owocną drogą rozwoju nauki. Wiadomo to od czasów Maxwella, który połączył elektryczność i magnetyzm. Ale jak dotąd pomysł Zeldovicha nie został udowodniony ani obalony. Fizyczna natura i mikroskopijna struktura ciemnej energii stała się obecnie centralnym problemem kosmologii i całej podstawowej fizyki. Wydaje się, że jest to równie złożone, jak kwestia pochodzenia ekspansji kosmologicznej.

Tak więc w ciągu 90 lat swojego istnienia, licząc od pierwszych obserwacji Slifera i prac teoretycznych Einsteina, kosmologia przekształciła się z obszaru abstrakcyjnych i, jak się wydawało, fantastycznych badań na odległych peryferiach ówczesnej naukę w jeden z centralnych obszarów nauk przyrodniczych XXI wieku. Ma rzetelny fundament obserwacyjny, na który składają się podstawowe fakty o Wszechświecie. Na nim buduje się i rozwija teorię, ściśle powiązaną z całą współczesną fizyką, w tym ogólną teorią względności, fizyką jądrową i fizyką cząstek elementarnych. Kosmologia stawia nowe ważne pytania, wysuwa znaczące idee i hipotezy oraz formułuje śmiałe przewidywania. Daje szeroki, bogaty i spójny obraz świata, który obecnie staje się integralną częścią ogólnej kultury ludzkości. A nierozwiązane problemy żywej, złożonej nauki zawsze istnieją i powinny istnieć - to jest źródło i rezerwa dla jej dalszego rozwoju.

Literatura

Weinberg S. Pierwsze trzy minuty. M.: Atomizdat, 1982.

Novikov I. D., Sharov A. S. Człowiek, który odkrył eksplozję Wszechświata. M.: Nauka, 1989.

Rosenthal I. L. Cząstki elementarne i budowa Wszechświata. M.: Nedra, 1984.

Tropp E. A., Frenkel V. Ya., Chernin A. D. Aleksander Aleksandrowicz Fridman. Prace i życie. M.: Nauka, 1988.

Cherepashchuk A. M., Chernin A. D. Wszechświat, życie, czarne dziury. Fryazino: Vek-2, 2003.

Cherepashchuk A. M., Chernin A. D. Horyzonty Wszechświata. Nowosybirsk: Wydawnictwo SB RAS, 2005.

Współczesna fizyka uważa megaświat jako system obejmujący wszystko ciała niebieskie, rozproszony(dyfuzja - rozpraszanie) materiał, występujące w postaci izolowanych atomów i cząsteczek, a także w postaci gęstszych formacji - gigantycznych chmur pyłu i gazu oraz materia w postaci promieniowania.

Kosmologia jest nauką o Wszechświecie jako całości. W czasach nowożytnych zostaje oddzielona od filozofii i staje się samodzielną nauką. Kosmologia Newtona opierał się na następujących postulatach:

· Wszechświat istniał od zawsze, jest „światem jako całością” (universum).

· Wszechświat jest stacjonarny (niezmienny), zmieniają się tylko układy kosmiczne, ale nie świat jako całość.

· Przestrzeń i czas są absolutne. Metrycznie przestrzeń i czas są nieskończone.

· Przestrzeń i czas są izotropowe (izotropia charakteryzuje te same właściwości fizyczne ośrodka we wszystkich kierunkach) i jednorodne (jednorodność charakteryzuje średni rozkład materii we Wszechświecie).

Współczesna kosmologia opiera się na ogólnej teorii względności i dlatego jest nazywany relatywistyczny, inaczej niż wcześniej , klasyczny.

W 1929 r Edwina Hubble’a(amerykański astrofizyk) odkrył zjawisko „przesunięcia ku czerwieni”.Światło odległych galaktyk przesuwa się w stronę czerwonego końca widma, co wskazuje, że galaktyki oddalają się od obserwatora. Powstała idea niestacjonarnej natury Wszechświata . Aleksander Aleksandrowicz Fridman(1888 – 1925) jako pierwszy teoretycznie to udowodnił Wszechświat nie może być stacjonarny, ale musi okresowo się rozszerzać lub kurczyć. Na pierwszy plan wysunęły się problemy badania ekspansji Wszechświata i określania jego wieku. Kolejny etap badań Wszechświata związany jest z pracą amerykańskiego naukowca Georgy Gamov(1904-1968). Zaczęto badać procesy fizyczne zachodzące na różnych etapach ekspansji Wszechświata. Odkryto Gamowa „promieniowanie reliktowe”.(Relikt jest pozostałością odległej przeszłości).

Istnieje kilka modeli Wszechświata: wspólna dla nich jest idea jego niestacjonarności, izotropowości i jednorodności.

Według sposobu istnienia – modelu” rozszerzający się wszechświat"i modelka" pulsujący wszechświat».

W zależności od krzywizny przestrzeni istnieją: otwarty model, w którym krzywizna jest ujemna lub równa zeru, reprezentuje otwarty, nieskończony Wszechświat; Zamknięte model o dodatniej krzywiźnie, w którym Wszechświat jest skończony, ale nieograniczony, nieograniczony.

Dyskusja nad kwestią skończoności lub nieskończoności Wszechświata doprowadziła do kilku tzw. paradoksów kosmologicznych, według których, jeśli Wszechświat jest nieskończony, to jest skończony.

1. Paradoks ekspansji (E. Hubble'a). Akceptując ideę nieskończonej rozciągłości, dochodzimy do sprzeczności z teorią względności. Odsunięcie mgławicy od obserwatora na nieskończenie dużą odległość (zgodnie z teorią „przesunięcia ku czerwieni” VM Slifer i „efekt Dopplera”) musi przekraczać prędkość światła. Jest to jednak maksymalna (zgodnie z teorią Einsteina) prędkość propagacji oddziaływań materialnych; nic nie może poruszać się z większą prędkością.

2. Paradoks fotometryczny (J.F. Chezot I V. Olbers). Jest to teza o nieskończonej jasności (przy braku absorpcji światła) nieba zgodnie z prawem oświetlenia dowolnego obszaru oraz zgodnie z prawem zwiększania się liczby źródeł światła w miarę zwiększania się objętości przestrzeni. Ale nieskończona jasność zaprzecza danym empirycznym.

3. Paradoks grawitacyjny (K. Neumanna, G. Seeligera): nieskończona liczba ciał kosmicznych powinna prowadzić do nieskończonej grawitacji, a co za tym idzie do nieskończonego przyspieszenia, którego nie obserwuje się.

4. Paradoks termodynamiczny(lub tak zwana „śmierć cieplna” Wszechświata). Przejście energii cieplnej na inne rodzaje jest trudne w porównaniu z procesem odwrotnym. Wynik: ewolucja materii prowadzi do równowagi termodynamicznej. Paradoks mówi o skończonej naturze czasoprzestrzennej struktury Wszechświata.

2. Ewolucja Wszechświata. Teoria Wielkiego Wybuchu”

Od czasów starożytnych aż do początków XX wieku przestrzeń uważano za niezmienną. Gwiaździsty świat uosabiał absolutny pokój, wieczność i nieograniczony zasięg. Odkrycie w 1929 roku wybuchowej ekspansji galaktyk, czyli gwałtownej ekspansji widzialnej części Wszechświata, pokazało, że Wszechświat jest niestacjonarny. Ekstrapolując ten proces ekspansji w przeszłość, naukowcy doszli do wniosku, że 15-20 miliardów lat temu Wszechświat był zamknięty w nieskończenie małej objętości przestrzeni o nieskończenie dużej gęstości („punkt osobliwości”), a cały obecny Wszechświat jest skończony, tj. ma ograniczoną objętość i żywotność.

Punktem wyjścia życia ewoluującego Wszechświata jest moment, w którym nastąpił „Wielki Wybuch” i nagłe zaburzenie stanu osobliwości. Według większości badaczy współczesna teoria „Wielkiego Wybuchu” jako całość dość skutecznie opisuje ewolucja Wszechświata rozpoczynająca się od około 10 -44 sekund po początkowych rozszerzeniach. Za jedyne słabe ogniwo tej pięknej teorii uważa się problem Początku - fizyczny opis osobliwości.

Naukowcy są zgodni co do tego, że pierwotny Wszechświat znajdował się w warunkach trudnych do wyobrażenia i odtworzenia na Ziemi. Warunki te charakteryzują się występowaniem wysokiej temperatury i wysokiego ciśnienia osobliwość, w którym skoncentrowana była materia.

Czas ewolucji Wszechświata szacuje się na około 20 miliardów lat. Obliczenia teoretyczne wykazały, że w stanie osobliwym jego promień był zbliżony do promienia elektronu, tj. był to mikroobiekt o znikomej skali. Zakłada się, że zaczęły tu obowiązywać prawa kwantowe charakterystyczne dla cząstek elementarnych.

Wszechświat zaczął się rozszerzać ze swojego pierwotnego stanu osobliwego w wyniku Wielkiego Wybuchu, który wypełnił całą przestrzeń. Powstała temperatura 100 000 milionów stopni. według Kelvina, w którym nie mogą istnieć cząsteczki, atomy, a nawet jądra. Materia miała postać cząstek elementarnych, wśród których dominowały elektrony, pozytony, neutrina i fotony, a mniej było protonów i neutronów. Pod koniec trzeciej minuty po eksplozji temperatura Wszechświata spadła do 1 miliarda stopni. według Kelvina. Zaczęły powstawać jądra atomów - ciężki wodór i hel, ale do tego czasu materia Wszechświata składała się głównie z fotonów, neutrin i antyneutrin. Dopiero po kilkuset tysiącach lat zaczęły powstawać atomy wodoru i helu, tworząc plazmę wodorowo-helową. Astronomowie odkryli „reliktową” emisję radiową w 1965 roku – emisję gorącej plazmy, która istniała jeszcze przed pojawieniem się gwiazd i galaktyk. Z tej mieszaniny wodoru i helu w procesie ewolucji powstała cała różnorodność współczesnego Wszechświata. Według teorii J.H. Jeans Głównym czynnikiem ewolucji Wszechświata jest jego niestabilność grawitacyjna: Materia nie może być rozmieszczona ze stałą gęstością w żadnej objętości. Początkowo jednorodna plazma rozpadła się na ogromne grudki. Następnie utworzyły się z nich gromady galaktyk, które rozpadły się na protogalaktyki, z których powstały protogwiazdy. Proces ten trwa także w naszych czasach. Układy planetarne powstały wokół gwiazd. Ten model (standardowy) Wszechświat nie jest wystarczająco uzasadniony, pozostaje wiele pytań. Jedynym dowodem na jej korzyść są ustalone fakty dotyczące ekspansji Wszechświata i kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła.

Znany amerykański astronom Carla Sagana zbudował wizualny model ewolucji Wszechświata, w którym rok kosmiczny wynosi 15 miliardów lat ziemskich, a 1 sek. – 500 lat; wówczas w ziemskich jednostkach czasu ewolucję przedstawimy następująco:

Standardowy model ewolucji Wszechświata sugeruje, że początkowa temperatura wewnątrz osobliwości była większa niż 10 13 w skali Kelvina (w której punkt początkowy odpowiada – 273 0 C). Gęstość substancji wynosi około 10,93 g/cm 3 . „Wielki Wybuch”, z którym wiąże się początek ewolucji, był nieunikniony. Zakłada się, że taka eksplozja miała miejsce około 15-20 miliardów lat temu i towarzyszyła jej najpierw gwałtowna, a następnie bardziej umiarkowana ekspansja i, w związku z tym, stopniowe ochłodzenie Wszechświata. Na podstawie stopnia ekspansji wszechświata naukowcy oceniają stan materii na różnych etapach ewolucji. Po 0,01 sek. po eksplozji gęstość substancji spadła do 10 10 g/cm 3 . W tych warunkach w rozszerzającym się Wszechświecie najwyraźniej powinny znajdować się fotony, elektrony, pozytony, neutrina i antyneutrina, a także niewielka liczba nukleonów (protonów i neutronów). W tym przypadku doszło do ciągłej transformacji par elektron+pozyton w fotony i odwrotnie – fotonów w parę elektron+pozyton. Ale już 3 minuty po eksplozji z nukleonów powstaje mieszanina lekkich jąder: 2/3 wodoru i 1/3 helu, tzw. materia przedgwiazdowa, z której powstają pozostałe pierwiastki chemiczne w wyniku reakcji jądrowych. W momencie pojawienia się atomów wodoru i helu substancja stała się przezroczysta dla fotonów, które zaczęły być emitowane w przestrzeń kosmiczną. Obecnie taki proces resztkowy obserwuje się w formie kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła(pozostałość po odległych czasach powstawania obojętnych atomów wodoru i helu).

W miarę rozszerzania się i ochładzania Wszechświata zachodziły procesy niszczenia istniejących wcześniej struktur i pojawiania się na ich bazie nowych, co doprowadziło do naruszenia symetrii pomiędzy materią i antymaterią. Kiedy temperatura po eksplozji spadła do 6 miliardów stopni Kelvina, przez pierwsze 8 sekund. zasadniczo istniała mieszanina elektronów i pozytonów. Podczas gdy mieszanina znajdowała się w równowadze termicznej, liczba cząstek pozostała w przybliżeniu taka sama. Pomiędzy cząstkami zachodzą ciągłe zderzenia, w wyniku których powstają fotony, a z fotonów - elektrony i pozytony. Następuje ciągła przemiana materii w promieniowanie i odwrotnie, promieniowanie w materię. Na tym etapie zostaje zachowana symetria pomiędzy materią a promieniowaniem.

Złamanie tej symetrii nastąpiło po dalszej ekspansji Wszechświata i związanym z tym spadku jego temperatury. Pojawiają się cięższe cząstki jądrowe - protony i neutrony. Występuje wyjątkowo nieznaczna przewaga materii nad promieniowaniem (1 proton lub neutron na miliard fotonów). Z tej nadwyżki w procesie dalszej ewolucji powstaje ogromne bogactwo i różnorodność świata materialnego, począwszy od atomów i cząsteczek po różne formacje górskie, planety, gwiazdy i galaktyki.

Zatem przybliżony wiek Wszechświata wynosi 15–20 miliardów lat. Co wydarzyło się przed narodzinami Wszechświata? Pierwszy kosmogoniczny schemat współczesnej kosmologii stwierdza, że ​​cała masa Wszechświata została skompresowana w pewnym punkcie (osobliwości). Nie wiadomo z jakich powodów doszło do naruszenia tego początkowego, punktowego stanu i doszło do tego, co dziś nazywa się „Wielkim Wybuchem”.

Drugi kosmologiczny schemat narodzin Wszechświata opisuje proces wyłaniania się z „niczego”, czyli próżni. W świetle nowych idei kosmogonicznych nauka zrewidowała samo rozumienie próżni. Próżnia to szczególny stan materii. W początkowych stadiach Wszechświata intensywne pole grawitacyjne może generować cząstki z próżni.

Wśród starożytnych znajdujemy interesującą analogię do tych współczesnych idei. Filozof i teolog Orygenes (II-III w. n.e.) wspominał o przejściu materii w inny stan, a nawet o „zaniku materii” w momencie śmierci Wszechświata. Kiedy Wszechświat powstaje na nowo, „materia” – pisał – „otrzymuje byt, tworząc ciała...”.

Według scenariusza badaczy cały obecnie obserwowalny Wszechświat, mający rozmiary 10 miliardów lat świetlnych, powstał w wyniku ekspansji trwającej zaledwie 10–30 sekund. Rozpraszając się, rozszerzając we wszystkich kierunkach, materia odepchnęła „nieistnienie”, tworząc przestrzeń i rozpoczynając odliczanie czasu. Tak współczesna kosmogonia widzi powstawanie Wszechświata.

Zaproponowano koncepcyjny model „rozszerzającego się wszechświata”. AA Friedmana w latach 1922-24. Kilkadziesiąt lat później otrzymało to praktyczne potwierdzenie w pracach amerykańskiego astronoma E. Hubble'a który badał ruch galaktyk. Hubble odkrył, że galaktyki szybko się oddalają, podążając za pewnym impulsem. Jeśli to rozpraszanie nie zatrzyma się i będzie trwało w nieskończoność, wówczas odległość między obiektami kosmicznymi wzrośnie, dążąc do nieskończoności. Według obliczeń Friedmana właśnie tak powinna przebiegać dalsza ewolucja Wszechświata. Jednak pod jednym warunkiem – jeśli średnia gęstość masy Wszechświata jest mniejsza od pewnej wartości krytycznej, wartość ta wynosi w przybliżeniu trzy atomy na metr sześcienny. Jakiś czas temu dane uzyskane przez amerykańskich astronomów z satelity badającego emisję promieniowania rentgenowskiego odległych galaktyk umożliwiły obliczenie średniej gęstości masy Wszechświata. Okazało się, że jest bardzo blisko masy krytycznej, przy której ekspansja Wszechświata nie może być nieskończona.

Konieczne było zwrócenie się ku badaniu Wszechświata poprzez badanie promieniowania rentgenowskiego, ponieważ znaczna część jego materii nie jest postrzegana optycznie. „Nie widzimy” około połowy masy naszej Galaktyki. O istnieniu tej substancji, której nie możemy dostrzec, świadczą w szczególności siły grawitacyjne, które decydują o ruchu naszych i innych galaktyk, ruchu układów gwiezdnych. Materia ta może występować w postaci „czarnych dziur”, których masa wynosi setki milionów mas naszego Słońca, w postaci neutrin lub innych nieznanych nam form. Niewidoczne, jak „czarne dziury”, korony galaktyk mogą, jak uważają niektórzy badacze, 5–10 razy większe niż masa samych galaktyk.

Założenie, że masa Wszechświata jest znacznie większa niż się powszechnie uważa, znalazło nowe, bardzo mocne potwierdzenie w pracach fizyków. Uzyskali pierwszy dowód na to, że jeden z trzech typów neutrin ma masę spoczynkową. Jeżeli pozostałe neutrina mają te same cechy, to masa neutrin we Wszechświecie jest 100 razy większa od masy zwykłej materii występującej w gwiazdach i galaktykach.

Odkrycie to pozwala z większą pewnością stwierdzić, że ekspansja Wszechświata będzie trwać tylko do pewnego punktu, po czym proces się odwróci - galaktyki zaczną się do siebie zbliżać, ponownie zbiegając się do pewnego punktu. W ślad za tym przestrzeń zostanie skompresowana w punkt. Wydarzy się to, co astronomowie nazywają dziś „upadkiem Wszechświata”.

Czy ludzie lub mieszkańcy innych światów, jeśli istnieją w kosmosie, zauważą kompresję Wszechświata, początek jego powrotu do pierwotnego chaosu? NIE. Nie będą w stanie zauważyć odwrócenia czasu, które nastąpi, gdy Wszechświat zacznie się kurczyć.

Naukowcy mówiąc o odwróceniu upływu czasu w skali Wszechświata, dokonują analogii z czasem na kurczącej się, „zapadającej się” gwieździe. Konwencjonalny zegar znajdujący się na powierzchni takiej gwiazdy będzie musiał najpierw zwolnić, a następnie, gdy kompresja osiągnie punkt krytyczny, zatrzyma się. Kiedy gwiazda „wypadnie” z naszej czasoprzestrzeni, konwencjonalne wskazówki konwencjonalnego zegara przesuną się w przeciwnym kierunku – czas się cofnie. Ale hipotetyczny obserwator znajdujący się na takiej gwieździe sam tego wszystkiego nie zauważy. Spowolnienie, zatrzymanie i zmianę kierunku czasu można było obserwować z zewnątrz, będąc poza „zapadającym się” systemem. Jeśli nasz Wszechświat jest jedyny i poza nim nie ma nic – ani materii, ani czasu, ani przestrzeni – to nie może być żadnego widoku z zewnątrz, który mógłby zauważyć, kiedy czas zmienia bieg i płynie wstecz.

Niektórzy naukowcy uważają, że to wydarzenie miało już miejsce w naszym Wszechświecie, galaktyki padają na siebie, a Wszechświat wszedł w erę swojej śmierci. Istnieją obliczenia i rozważania matematyczne potwierdzające tę koncepcję. Co się stanie, gdy Wszechświat powróci do pewnego punktu początkowego? Następnie rozpocznie się nowy cykl, nastąpi kolejny „Wielki Wybuch”, pierwotna materia będzie pędzić we wszystkich kierunkach, rozszerzając się i tworząc przestrzeń, galaktyki, gromady gwiazd, a życie powstanie na nowo. Jest to w szczególności model kosmologiczny amerykańskiego astronoma J. Wheelera, model naprzemiennie rozszerzającego się i zapadającego Wszechświata.

Znany matematyk i logik Kurta Gödla matematycznie uzasadnił stanowisko, że w pewnych warunkach nasz Wszechświat rzeczywiście powinien powrócić do punktu początkowego, aby następnie ponownie zakończyć ten sam cykl, kończąc go nowym powrotem do stanu pierwotnego. Model angielskiego astronoma również odpowiada tym obliczeniom P. Davisa, model „pulsującego Wszechświata”. Ważne jest jednak to, że Wszechświat Davisa zawiera zamknięte linie czasu, innymi słowy czas w nim porusza się po okręgu. Liczba początków i śmierci, jakich doświadcza Wszechświat, jest nieskończona.

Jak współczesna kosmogonia wyobraża sobie śmierć Wszechświata? Znany amerykański fizyk S. Weinberga opisuje to tak. Po rozpoczęciu kompresji przez tysiące i miliony lat nie wydarzy się nic, co mogłoby zaniepokoić naszych odległych potomków. Jednakże, kiedy Wszechświat skurczy się do 1/100 swojej obecnej wielkości, nocne niebo wypromieniuje w stronę Ziemi tyle samo ciepła, co dzisiejsze niebo w ciągu dnia. Za 70 milionów lat Wszechświat skurczy się kolejne dziesięciokrotnie, a wtedy „nasi spadkobiercy i następcy (jeśli tacy istnieją) zobaczą niebo nieznośnie jasne”. Za kolejne 700 lat kosmiczna temperatura osiągnie dziesięć milionów stopni, a gwiazdy i planety zaczną zamieniać się w „kosmiczną zupę” promieniowania, elektronów i jąder.

Po skompresowaniu do pewnego punktu, po tym, co nazywamy „śmiercią Wszechświata”, ale co być może wcale nie jest jego śmiercią, rozpoczyna się nowy cykl. Pośrednim potwierdzeniem tego przypuszczenia jest wspomniane już promieniowanie reliktowe, echo „Wielkiego Wybuchu”, z którego powstał nasz Wszechświat. Zdaniem naukowców promieniowanie to wydaje się pochodzić nie tylko z przeszłości, ale także „z przyszłości”. Jest to odzwierciedleniem „ognia świata” emanującego z kolejnego cyklu, w którym rodzi się nowy Wszechświat. Nie tylko promieniowanie reliktowe przenika nasz świat, docierając jakby z dwóch stron – z przeszłości i przyszłości. Materia, z której składa się świat, Wszechświat i być może my, niesie ze sobą pewne informacje. Naukowcy są nieco niepewni, ale już mówią o rodzaju „pamięci” cząsteczek, atomów i cząstek elementarnych. Atomy węgla obecne w żywych organizmach są „biogenne”.

Ponieważ materia nie znika w momencie zbiegania się Wszechświata do pewnego punktu, informacja, którą niesie, nie znika i jest niezniszczalna. Nasz świat jest nim wypełniony, tak jak jest wypełniony materią, która go składa.

Czy wszechświat, który zastąpi nasz, będzie jego powtórzeniem?

Całkiem możliwe, odpowiadają niektórzy kosmolodzy.

Niekoniecznie – twierdzą inni. Nie ma żadnych uzasadnień fizycznych – twierdzi na przykład dr. R. Dicka z Uniwersytetu Princeton, tak że za każdym razem, gdy powstaje Wszechświat, prawa fizyczne są takie same, jak na początku naszego cyklu. Jeśli te wzorce różnią się choćby w najmniejszym stopniu, gwiazdy nie będą w stanie później wytworzyć ciężkich pierwiastków, w tym węgla, z których zbudowane jest życie. Cykl po cyklu Wszechświat może powstawać i ulegać zniszczeniu, nie powodując powstania ani jednej iskry życia. To jeden z punktów widzenia. Można to nazwać punktem widzenia „nieciągłości bytu”. Jest przerywany, nawet jeśli w nowym Wszechświecie pojawia się życie: żadne nici nie łączą go z przeszłym cyklem. Przeciwnie, według innego punktu widzenia „Wszechświat pamięta całą swoją prehistorię, niezależnie od tego, jak daleko (nawet nieskończenie) sięga w przeszłość”.

Na pytanie nie zadam pytania czym jest wszechświat, ale... zadane przez autora spawacz elektryczny najlepsza odpowiedź brzmi Mówią, że Wszechświat jest nieograniczony. Bardziej logiczna wydaje mi się inna opcja - od momentu Wielkiego Wybuchu Wszechświat rozszerza się od jednego punktu we wszystkich kierunkach, a jego najbardziej odległe strony można uznać za jego granice. Jak wyglądają? Wszystkie wymiary są zamazane, rozrzedzone itp. Nie ma przestrzeni, nie ma czasu, nie ma nic.
Od jakiegoś czasu niepokoi mnie coś innego - zdaniem naukowców po pewnym (ogromnym) czasie cały ten „rozszerzający się Wszechświat” zacznie się cofać…

Odpowiedź od rozebrać się[guru]
Sięgnij po encyklopedię. w astronomii...

Odpowiedź od Olga Shefer[guru]
Tak. A także kiedy to wszystko się zaczęło i kiedy się skończy. I to, co jest poza granicami wszechświata. I co najważniejsze, skąd to wszystko się wzięło? Dziękuję. Twój mózg będzie się gotował przez kilka dni. Uch

Odpowiedź od Obcy[guru]
w zasadzie nikt nie da zrozumiałej odpowiedzi, wykracza to poza ludzki umysł, ale buddyści mają koncepcję „czegoś więcej niż nieskończoności”

Odpowiedź od europejski[guru]
To pytanie można najprawdopodobniej przypisać filozofii, a nie nauce.
Wszechświat… gromada miliardów galaktyk, która powstała w wyniku Wielkiego Wybuchu – powie materialistyczny naukowiec. Fiłosow pójdzie dalej. Zapyta: jaka była pierwotna przyczyna Wielkiego Wybuchu? Istnieje ezoteryczna interpretacja mówiąca, że ​​główną przyczyną wszystkich rzeczy materialnych, od minerałów po wszechświat, jest eter. Jest to coś nieuchwytnego, niepodlegającego żadnym cechom fizycznym. Jest to najwyższy stopień niematerii. W najstarszej religii na Ziemi, Bonpo (starożytnej religii hinduskiej, poprzedniczce buddyzmu), eter jest opisany jako spiralny wir, który powoduje, że wszystko, co materialne, porusza się, obraca i ewoluuje.
Jest to poza kontrolą umysłu naszej cywilizacji, ponieważ mamy w mózgu „stabilizator myślenia”, który nie pozwala myślom żadnego naukowca czy filozofa nawet zbliżyć się do rozwiązania tego problemu. Nie nadszedł jeszcze czas, aby zdradzić nam tę tajemnicę... Jaka szkoda!! !
Religijny punkt widzenia:
...I Bóg oddzielił światło i ciemność... oznacza stworzenie Wszechświata przez Boga;
Może nie odpowiedziałem na pytanie, ale próbowałem!

Odpowiedź od Longines[guru]
Rozmiar, wiek, treść, struktura i prawa
Odległości dostępne dla współczesnych teleskopów to miliardy lat świetlnych. Wszechświat w takich skalach bada astronomia i kosmologia. Podstawą teoretyczną kosmologii jest ogólna teoria względności.
W największej skali Wszechświat jest rozszerzającą się przestrzenią wypełnioną grudkowatą strukturą przypominającą gąbkę. Ściany tej gąbczastej struktury to skupiska miliardów galaktyk. Odległości pomiędzy najbliższymi galaktykami wynoszą około miliona lat świetlnych.
Każda galaktyka składa się z setek miliardów gwiazd krążących wokół centralnego jądra. Rozmiary galaktyk sięgają setek tysięcy lat świetlnych.
Uważa się, że większość gwiazd jest wielokrotnościami i reprezentuje centra układów planetarnych kilku planet. Odległości pomiędzy towarzyszami wielu układów lub planet i ich gwiazdami wynoszą dziesiątki i setki jednostek astronomicznych (miliardy i dziesiątki miliardów kilometrów).
Najważniejszy wynik kosmologii – odkrycie ekspansji Wszechświata – uzyskano poprzez obserwacje przesunięcia ku czerwieni i określono ilościowo za pomocą prawa Hubble’a. Ekstrapolacja tej ekspansji wstecz w czasie skutkuje osobliwością grawitacyjną, abstrakcyjną koncepcją matematyczną, która może, ale nie musi, odpowiadać rzeczywistości. Dało to początek teorii Wielkiego Wybuchu, dominującego modelu w dzisiejszej kosmologii. Według danych NASA uzyskanych za pomocą WMAP, wiek Wszechświata od Wielkiego Wybuchu oszacowano na 13,7 miliarda lat z błędem jednoprocentowym. Ocena ta opiera się na założeniu, że leżący u jej podstaw model analizy danych jest prawidłowy. Inne metody szacowania wieku Wszechświata dają odmienne wyniki.
Podstawowym argumentem przemawiającym za Wielkim Wybuchem jest to, że im dalej od nas znajduje się galaktyka, tym szybciej się od nas oddala. Potwierdza to również kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła (CMB), które powstało wkrótce po Wielkim Wybuchu. To kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła jest jednolite we wszystkich kierunkach. Kosmolodzy próbowali wyjaśnić ten fakt wczesnym okresem ekspansji inflacyjnej, który nastąpił po Wielkim Wybuchu.
Nie ma jednego punktu widzenia na to, czy Wszechświat jest naprawdę nieskończony, czy skończony pod względem przestrzeni i objętości. Jednak obserwowalny Wszechświat, który obejmuje wszystkie lokalizacje, które mogą na nas oddziaływać od Wielkiego Wybuchu, jest skończony, ponieważ prędkość światła jest skończona. Granica kosmicznego horyzontu świetlnego to odległość 24 Gigaparseków. Rzeczywista odległość do granicy obserwowalnego Wszechświata jest większa ze względu na stale rosnące tempo ekspansji Wszechświata i szacowana jest na 93 miliardy lat świetlnych.
Zagadnienie kształtu Wszechświata jest ważnym i otwartym pytaniem w kosmologii. Z matematycznego punktu widzenia stajemy przed problemem znalezienia trójwymiarowej figury, która najlepiej odzwierciedla przestrzenny aspekt Wszechświata.
Po pierwsze, nie wiadomo, czy Wszechświat jest przestrzennie płaski, czyli czy prawa geometrii euklidesowej obowiązują w największych skalach. Obecnie większość kosmologów uważa, że ​​obserwowalny Wszechświat jest bardzo zbliżony przestrzennie do płaskiego, z lokalnymi fałdami, w których masywne obiekty zniekształcają czasoprzestrzeń. Pogląd ten został potwierdzony przez najnowsze dane WMAP dotyczące „oscylacji akustycznych” w zmianach temperatury CMB.

„Lemaitre, którego dobrze znałem, powiedział mi kiedyś, że kiedy próbował przedyskutować z Einsteinem możliwość dokładniejszego wyobrażenia sobie stanu początkowego Wszechświata, aby być może zrozumieć naturę promieni kosmicznych, Einstein nie był zainteresowany. „To zbyt przypomina akt stworzenia” – powiedział Lemaître. „Od razu widać, że jesteś księdzem”. To opowieść Ilji Romanowicza Prigogine’a z jego przemówienia wygłoszonego w 1979 roku w Królewskiej Akademii Belgijskiej, której niegdyś członkiem był Georges Lemaitre. Aktywny uczestnik głównych wydarzeń kosmologii przez prawie pół wieku jej historii, Lemaître – pomimo humorystycznej uwagi Einsteina – zawsze stał na stanowisku, że w kwestii pochodzenia Wszechświata, podobnie jak w innych fundamentalnych kwestiach kosmologii należy wyraźnie rozróżnić fakty naukowe od reprezentacji religijnych, teologicznych. Stwierdził, że nauka nie potrzebuje „hipotezy Boga”, aby wykorzystać ją do wypełnienia luk w wiedzy obiektywnej. Jednocześnie poczucie religijne, wiara w boski akt stworzenia nie potrzebują naturalnych argumentów naukowych, niezależnie od tego, jak atrakcyjne by się one nie wydawały.

W jednym ze swoich przemówień skierowanych do teologów Lemaître, uznany klasyk kosmologii i prezes Papieskiej Akademii Nauk w Watykanie, zauważył: „Nie można zakładać, że kosmologia nie jest ważna dla filozofii. Filozofia i teologia, odizolowane od myśli naukowej, albo zamieniają się w zacofany, egocentryczny system, albo stają się niebezpieczną ideologią”. Mówiąc o Wielkim Wybuchu, o kosmologii ewolucyjnej na Kongresie Solvaya (1957), podkreślał, że teoria kosmologiczna, dopuszczająca szczególny, osobliwy stan początkowy świata, „pozostaje całkowicie z dala od wszelkich zagadnień metafizycznych czy religijnych. Pozostawia materialiście swobodę zaprzeczenia jakiejkolwiek transcendentalnej Istocie. Dla wierzącego zniechęca to do jakiejkolwiek próby bliższego poznania Boga... co jest zgodne z powiedzeniem Izajasza, który mówi o „Bogu ukrytym”, ukrytym już na początku stworzenia”.

Trzeba przyznać, że taki oświecony punkt widzenia podzielają zdecydowanie nie wszyscy wyznawcy tego czy innego przekonania religijnego. Znane są zarówno liczne – naiwne i beznadziejne – próby zaprzeczania Wielkiemu Wybuchowi, jak i daremne próby dopatrywania się w Wielkim Wybuchu „naukowego argumentu” na rzecz boskiego stworzenia świata. Naukowe podejście do problemu powstania i ewolucji Wszechświata opiera się na podstawowych prawach fizycznych i wiarygodnych danych astronomicznych dotyczących realnego świata obserwowalnego. W ten sposób można obecnie z całą pewnością prześledzić historię Wszechświata począwszy od pierwszych sekund jego istnienia. Dalszy postęp do samego „początku świata” jest trudnym zadaniem, które będzie rozwiązywane krok po kroku w miarę gromadzenia się nowej, specyficznej wiedzy o przyrodzie.

W artykule omówiono historię i najnowsze osiągnięcia kosmologii, jej aktualne problemy i idee. Naszym celem jest dać czytelnikowi wyobrażenie o obecnym statusie kosmologii jako nauki ścisłej, empirycznej i obserwacyjnej. Wydaje się to tym bardziej stosowne, że ostatnio (i ostatnio w murach Uniwersytetu Moskiewskiego) podjęto próby rzucenia cienia na kosmologię ewolucyjną, a także na teorię ewolucji w biologii i teorię ewolucji gwiazd w astrofizyce, na opiera się na tym, że nauki te przyjmują ateistyczne, rzekomo stronnicze, a zatem stronnicze i fałszywe podejście do badania przyrody i człowieka. Takie ataki na ewolucyjny obraz świata są jednym z absurdalnych i śmiesznych przejawów narastającego agresywnego ataku kleru na naukę i edukację, przed którego niebezpieczeństwem ostrzega opublikowane niedawno w prasie oświadczenie dziesięciu rosyjskich naukowców.

1. Krótka historia kosmologii. Kosmologia jest nauką szczególną. Jej tematem jest cały Wszechświat, rozumiany jako jedna całość. Wszechświat jest układem fizycznym posiadającym swoje specyficzne właściwości, których nie można sprowadzić do sumy właściwości ciał astronomicznych i zamieszkujących go pól fizycznych. Jest to oczywiście największy pod względem skali obiekt naukowy. Występuje w naturze w jednym egzemplarzu. Z tych okoliczności wynikają cechy kosmologii jako nauki. Ponadto Wszechświat można jedynie obserwować, nie można z nim eksperymentować (co oczywiście jest tylko na lepsze). Nie są nam dane żadne inne wszechświaty i nie ma z czym porównać naszego Wszechświata. Tym różni się kosmologia na przykład od fizyki cząstek elementarnych, która bada obiekty, które występują w przyrodzie w bardzo dużych ilościach i można z nimi eksperymentować na różne sposoby.

Inną cechą nauki o Wszechświecie jest jej ścisły związek z ideami i poszukiwaniami filozoficznymi, chęcią zrozumienia miejsca człowieka w wielkim świecie. Podobnie jak niegdyś kopernikański system świata, najnowsza kosmologia otwiera przed człowiekiem niespotykane wcześniej horyzonty wiedzy i nic dziwnego, że wiedza naukowa o świecie odbiega od starożytnych legend i mitów kosmologicznych, które powstały u zarania dziejów cywilizacji ludzkiej i zostały zawarte w szczególności w „świętych tekstach” różnych religii pokojowych. Pod wszystkimi innymi względami kosmologia jest rygorystyczną dyscypliną naukową, a najważniejsze są w niej konkretne fakty dotyczące struktury i ewolucji Wszechświata. Na ich podstawie budowane są modele i teorie fizyczne i matematyczne, które można uznać za prawidłowe dopiero wtedy, gdy zostaną sprawdzone i potwierdzone bezpośrednimi obserwacjami astronomicznymi i eksperymentami fizycznymi.

Współczesna kosmologia ma swój początek w pierwszych dekadach XX wieku, w epoce, w której powstała także teoria względności i teoria kwantowa, które obecnie stanowią podstawę wszelkiej fizyki, w tym także kosmologii. Krótko mówiąc, historia kosmologii składa się z czterech głównych odkryć, które teraz opowiemy.

1.1. Ekspansja kosmologiczna. W latach 1915–1917 Amerykański astronom Vesto Slipher odkrył, że galaktyki (które wówczas nazywano mgławicami) nie stoją w miejscu, ale poruszają się w przestrzeni, przy czym większość z nich oddala się od nas. Wniosek ten wynikał z zaobserwowanych widm galaktyk, a ich ruch objawiał się przesunięciem linii widmowych światła w kierunku czerwonego końca widma. Tego rodzaju „przesunięcie ku czerwieni”, jak się później okazało, ma charakter uniwersalny: obserwuje się je we wszystkich galaktykach Wszechświata. Jedynymi wyjątkami są najbliższe nam układy gwiezdne - na przykład słynna mgławica Andromeda i inne (mniejsze) galaktyki znajdujące się w odległościach od nas nie przekraczających około megaparseków (Mpc). (Przypomnijmy, że jeden parsek to prawie dokładnie trzy lata świetlne.) Na dużych odległościach wszystkie galaktyki, według słów Sliphera, „rozchodzą się w przestrzeń”.

Ilościową miarą przesunięcia ku czerwieni jest względna wielkość wzrostu długości fali, tj. różnica między zarejestrowaną i oryginalną („laboratoryjną”) długością fali podzielona przez pierwotną długość fali. Wielkość ta (zwykle oznaczona literą z) nazywana jest po prostu przesunięciem ku czerwieni – podobnie jak samo zjawisko. Jest to jedna z głównych obserwowalnych wielkości fizycznych w kosmologii. Jeśli wartość przesunięcia ku czerwieni jest mała w porównaniu do jedności, wówczas obowiązuje przybliżona zależność między prędkością zmniejszania się galaktyki a wartością przesunięcia ku czerwieni: prędkość V jest równa prędkości światła c pomnożonej przez przesunięcie ku czerwieni z. W tym przybliżeniu przesunięcie ku czerwieni można zinterpretować jako efekt Dopplera, od dawna znany w fizyce.

W 1929 roku Edwin Hubble, nazywany często największym astronomem XX wieku, ustalił, że ruch oddalających się galaktyk kieruje się prostym prawem: prędkość V danej galaktyki oddalającej się od nas jest proporcjonalna do odległości R do niej: V = HR. Ta liniowa zależność między prędkością i odległością nazywa się teraz prawem Hubble'a, a współczynnik proporcjonalności H nazywa się stałą Hubble'a. Wartość H jest stała w tym sensie, że jest taka sama dla wszystkich galaktyk i nie zależy ani od odległości do galaktyki, ani od kierunku na niebie. Według współczesnych danych obserwacyjnych wartość stałej Hubble'a mieści się w przedziale od 60 do 75 km na sekundę na megaparsek (w jednostkach przyjętych w astronomii).

Usuwanie galaktyk zgodnie z prawem Hubble'a obserwuje się obecnie do odległości kilku tysięcy megaparseków. Ogólną recesję galaktyk nazywa się ekspansją Wszechświata lub ekspansją kosmologiczną. Jest to najwspanialsze ewolucyjne zjawisko natury w skali czasoprzestrzennej. Więcej informacji na temat historii jego odkrycia i badań można znaleźć w książce.

Początkowo prawo Hubble'a stwierdzono dla odległości nieprzekraczających 20 Mpc, a zarówno Slifer, jak i Hubble mierzyli prędkości usuwania galaktyk mniejsze niż jedna setna prędkości światła. W tym przypadku można posłużyć się powyższą przybliżoną zależnością pomiędzy prędkością usuwania galaktyk a przesunięciem ku czerwieni, które de facto posłużyło Hubble'owi do pomiaru prędkości galaktyk. Z drugiej strony, prawo Hubble'a można wykorzystać do oszacowania odległości do niezbyt odległych galaktyk: biorąc pod uwagę znaną stałą Hubble'a H i zmierzone przesunięcie ku czerwieni z, odległość R do danej galaktyki wyraża się stosunkiem R = c · z/H .

Jednak przy przesunięciach ku czerwieni porównywalnych i przekraczających jedność przybliżenie to nie ma już zastosowania i konieczne jest zastosowanie dokładnej teorii propagacji światła w rozszerzającym się Wszechświecie. W tym przypadku zależność odległości od przesunięcia ku czerwieni przybiera bardziej złożoną formę. Szczególnie interesujące jest to, że zależność ta uwzględnia przyspieszenie doświadczane przez cofające się galaktyki. Umożliwia to pomiar przyspieszenia, z jakim poruszają się galaktyki; a znając przyspieszenie, możemy także oszacować siłę determinującą dynamikę ekspansji kosmologicznej (co zostanie omówione poniżej). Rozchodzenie się światła w kosmologii rozważa się w oparciu o ogólną teorię względności Einsteina (GTR).

Landau nazwał ogólną teorię względności najpiękniejszą teorią fizyki i nigdy nie wątpił w jej poprawność. A jednak czasami mówi się, że nie udowodniono jeszcze jego przydatności do opisu geometrii i dynamiki Wszechświata jako całości. W tym przypadku najczęściej odwołują się do faktu, że ogólna teoria względności została sprawdzona eksperymentalnie znacznie mniej wiarygodnie, dokładnie i wieloaspektowo niż, powiedzmy, klasyczna elektrodynamika, częściowo ze względu na wyjątkową słabość oddziaływania grawitacyjnego w porównaniu z elektromagnetycznym i dwoma innymi podstawowymi zjawiskami fizycznymi interakcje.

Ale cały rozwój nauk fizycznych zdecydowanie świadczy na korzyść ogólnej teorii względności. Przede wszystkim teoria ta jest w doskonałej zgodzie z całym zespołem danych obserwacyjnych dotyczących Układu Słonecznego. W tym przypadku GTR już dawno stało się niemal nauką inżynierską: współczesna teoria ruchu planet jest teorią relatywistyczną, która (w wymaganym przybliżeniu) uwzględnia wpływ słabego pola w GTR. Zatem loty statków kosmicznych na planety Układu Słonecznego są nie do pomyślenia bez ogólnej teorii względności. Nawet przenośne nawigatory samochodowe GPS i GLONASS działają z uwzględnieniem efektów ogólnej teorii względności. Ponadto w ostatnich latach uzyskano nowe dane wskazujące na słuszność ogólnej teorii względności w przybliżeniu silnego pola. Przykładowo wykazano, że zaobserwowane skrócenie okresu orbitalnego pulsara radiowego w układzie podwójnym PSR 1913 + 16, spowodowane utratą momentu pędu układu podwójnego na skutek działania fal grawitacyjnych, jest zgodne z przewidywaniami ogólnymi teorii względności z dokładnością lepszą niż 0,4%. Zmierzona wartość efektu Shapiro (opóźnienie sygnału elektromagnetycznego w polu grawitacyjnym) w układzie dwóch pulsarów radiowych PSR J0737-3039AB, którego płaszczyzna orbity leży prawie na linii wzroku, jest zgodna z przewidywaniami ogólnymi teorii względności z dokładnością do 0,1% (!). Jak dotąd jest to najlepszy test ogólnej teorii względności w zakresie górnego pola. Na koniec warto wspomnieć o fakcie, że obecnie istnieje około tysiąca kandydatów na czarne dziury o masach od ~10 do miliarda mas Słońca, których wszystkie zaobserwowane właściwości są niezwykle podobne do właściwości czarnych dziur przewidywanych przez ogólną teorię względności, a w ani jednego przypadku tak ogromnej liczby obiektów, nie udało się znaleźć żadnych sprzeczności z GTR. Pozwala to rozsądnie przyjąć, że ogólna teoria względności obowiązuje także w granicach niezwykle silnych pól grawitacyjnych. Nie ma zatem realnych powodów, aby wątpić w zasadność zastosowania Ogólnej Teorii Względności do rozwiązywania problemów kosmologicznych.

1.2. Ciemna materia. W 1932 roku niemiecki astronom Fritz Zwicky zauważył, że oprócz świetlistej materii galaktyk we Wszechświecie muszą istnieć także niewidzialne, „ukryte” masy, które objawiają się jedynie poprzez swoją grawitację. Badał gromadę galaktyk w konstelacji Coma Berenices, dużej formacji zawierającej tysiące układów gwiezdnych podobnych do Mgławicy Andromedy lub naszej Galaktyki. Galaktyki poruszają się w tej gromadzie z prędkością sięgającą tysięcy kilometrów na sekundę. Aby utrzymać je w objętości gromady, wymagana jest grawitacja, której widzialne, jasne masy samych galaktyk nie są w stanie wytworzyć same. Wymaga to silniejszej grawitacji i według obliczeń Zwicky’ego potrzebne są dodatkowe masy, które są około 10 razy większe niż całkowita widoczna masa galaktyk gromady.

Później, w latach 70., dzięki wysiłkom astronomów w ZSRR i USA, odkryto, że ukryte masy powinny występować nie tylko w gromadach galaktyk, ale także w izolowanych dużych galaktykach. Y. Einasto, V. Rubin, J. Ostriker, J. Peebles i ich współpracownicy odkryli, że ukryte masy tworzą niewidzialne halo dużych galaktyk. Te aureole są formacjami prawie kulistymi, których promienie są 5-10 razy większe niż rozmiary samych układów gwiezdnych. Duża galaktyka, taka jak na przykład Mgławica Andromedy lub nasza Galaktyka, składa się z układu gwiazd osadzonego w rozkładzie niewidzialnej masy, która rozciąga się na odległości do setek kiloparseków (kpc) od centrum galaktyki. Te ciemne aureole – podobnie jak dodatkowe masy w Zwicky – objawiają się jedynie poprzez swoją grawitację. Niewidzialna materia wypełniająca halo galaktyk i gromad jest obecnie powszechnie nazywana ciemną materią. Odkrycie ciemnej materii jest drugim (po odkryciu ekspansji kosmologicznej) najważniejszym wydarzeniem w historii kosmologii.

1.3. Promieniowanie CMB. W 1965 roku amerykańscy radioastronomowie A. Penzias i R. Wilson odkryli, że cały Wszechświat przenika promieniowanie docierające do nas izotropowo, czyli równomiernie ze wszystkich kierunków. To trzecie z największych odkryć w kosmologii (jest to szczegółowo opisane w książce). Maksimum w widmie tego promieniowania przypada na fale milimetrowe, a samo widmo, czyli rozkład promieniowania na długości fal lub częstotliwości, pokrywa się kształtem z widmem ciała absolutnie czarnego. Położenie maksimum w widmie promieniowania odpowiada temperaturze bezwzględnej około trzech stopni. We współczesnych obserwacjach temperaturę tę mierzy się niezwykle dokładnie: T = 2,725 ± 0,003 K. Promieniowanie to nazywane jest mikrofalowym tłem Wszechświata, lub też kosmicznym mikrofalowym promieniowaniem tła. Jeśli mówimy o tym językiem kwantowym, to możemy powiedzieć, że na świecie istnieje gaz równowagowy fotonów, który równomiernie wypełnia całą przestrzeń. Każdy centymetr sześcienny Wszechświata zawiera około 500 fotonów reliktowych.

Odkrycie to zostało nagrodzone dwiema Nagrodami Nobla. Pierwsza została przyznana w 1978 r. Penziasowi i Wilsonowi, a druga w 2006 r. J. Smootowi i J. Matherowi, którzy przedstawili ostateczny dowód (w 1992 r.), że widmo emisyjne jest rzeczywiście „ciałem doskonale czarnym”. Dokonano tego za pomocą amerykańskiego satelity COBE (COsmic Background Explorer). Ponadto COBE zmierzył słabą – na poziomie tysięcznych części procenta – anizotropię promieniowania tła. Ta ostatnia jest „odciskiem” pozostawionym na reliktowym tle przez początkowo słabe niejednorodności materii wczesnego Wszechświata; Później te niejednorodności (kondensacje materii) dały początek obserwowalnym wielkoskalowym strukturom kosmicznym - galaktykom i gromadom galaktyk (więcej o tym w książce).

Należy zauważyć, że kosmiczne promieniowanie tła zostało zarejestrowane w 1957 roku w Obserwatorium Pułkowo za pomocą anteny tubowej zbudowanej przez T.A. Szmaonow, SE Khaikin i N.L. Kajdanowski. Ale, niestety, nikt wtedy nie przywiązywał do tego żadnej wagi. Słabą anizotropię promieniowania po raz pierwszy zauważył I.A. Strukov i jego współpracownicy (Instytut Badań Kosmicznych Rosyjskiej Akademii Nauk) przy użyciu rosyjskiego statku kosmicznego „Relikt”. Z SAI MSU, doktor nauk fizycznych i matematycznych, profesor M.V. wziął udział w tym eksperymencie. Sazhin.

1.4. Ciemna energia. W latach 1998–1999 dwie międzynarodowe grupy obserwatorów, z których jedną kierowali B. Smidt i A. Reiss, a drugą S. Perlmutter, stwierdziły, że obserwowana ekspansja kosmologiczna zachodzi wraz z przyspieszeniem: prędkość usuwania galaktyk wzrasta wraz z upływem czasu (tj. opisane bardziej szczegółowo, na przykład w książkach i niedawnej recenzji). Odkrycia dokonano poprzez badanie odległych eksplozji supernowych pewnego rodzaju (Ia), które są niezwykłe, ponieważ mogą służyć jako „świece standardowe”, czyli źródła o znanej wewnętrznej jasności; Właściwość tę zauważył astronom SAI, profesor Yu.P., wiele lat temu. Pskowski. Ze względu na swoją wyjątkową jasność supernowe można obserwować z bardzo dużych, prawdziwie kosmologicznych odległości, tysięcy megaparseków od nas. Jak powiedzieliśmy powyżej, na tych odległościach objawia się efekt przyspieszenia.

„Zwykła” materia nie jest w stanie przyspieszać galaktyk, a jedynie spowalnia ich ekspansję: wzajemna grawitacja galaktyk ma tendencję do zbliżania się jednej do drugiej. Zatem odkryty przez astronomów fakt przyspieszonej ekspansji wskazuje, że wraz ze zwykłą materią tworzącą grawitację, Wszechświat zawiera także szczególną energię kosmiczną, nieznaną wcześniej ani z obserwacji astronomicznych, ani z eksperymentów fizycznych, która tworzy nie grawitację, ale antygrawitację - ogólną odpychanie ciał naturalnych. Co więcej, w skali kosmologicznej antygrawitacja jest silniejsza niż grawitacja. Nowa energia nazywana jest „ciemną energią”. Ciemna energia jest naprawdę niewidzialna - nie emituje, nie rozprasza, ani nie absorbuje światła (ani żadnych fal elektromagnetycznych); objawia się ona jedynie poprzez swą antygrawitację.

Na podstawie kombinacji różnych obserwacji ustalono obecnie udział każdego kosmicznego składnika w ogólnym bilansie energetycznym współczesnego Wszechświata. Składniki te nazywane są obecnie rodzajami energii kosmicznej. Ciemna energia stanowi około 75% światowej energii; udział ciemnej materii wynosi 20%, udział zwykłej materii (zwykle zwanej barionami) wynosi około 5%; udział promieniowania jest mniejszy niż jedna dziesiąta procenta. Oto przepis na „mieszaninę energetyczną”, która wypełnia współczesny Wszechświat.

Godne uwagi jest to, że trzy z czterech fundamentalnych odkryć kosmologii, które teraz opisaliśmy, zostały pierwotnie przewidziane teoretycznie. Zjawisko ekspansji kosmologicznej przewidywano na lata 1922–1924. Matematyk z Petersburga A.A. Friedmana, który dziś stał się powszechnie uznanym klasykiem nauki o Wszechświecie (o jego twórczości i życiu przeczytasz w książce). W latach 1948–1953 przewidywano istnienie tła promieniowania elektromagnetycznego o temperaturze kilku stopni Kelvina. GA Gamow, niegdyś student profesora Friedmana na Uniwersytecie w Petersburgu (Leningradzie). Według teorii Wielkiego Wybuchu Gamowa (patrz) promieniowanie to jest pozostałością, reliktem niegdyś bardzo gorącego stanu początkowego Wszechświata, który miał miejsce w pierwszych minutach jego ekspansji. Jeśli chodzi o kosmiczną antygrawitację, jasne pojęcie o niej zawarte zostało w pracy Einsteina (1917), która położyła podwaliny pod współczesną teorię kosmologiczną. Jedynie ciemna materia nie została przewidziana teoretycznie – tego typu materia, czyli energia, nie jest objęta standardowym modelem fizyki podstawowej.

2. Rzeczywistość Wielkiego Wybuchu: ewolucja kosmiczna. W literaturze kosmologicznej (dziś bardzo obszernej i różnorodnej) słowo „Wielki Wybuch” nie zawsze ma to samo znaczenie. Czasami rozumie się to jako hipotetyczne wydarzenie, w wyniku którego powstał Wszechświat i rozpoczęła się jego dalsza historia. Nie jest jednak do końca jasne, czy w tym przypadku trzeba mówić konkretnie o powstaniu świata „z niczego”, czy może raczej o jakimś jego nowym odrodzeniu z czegoś, co kiedyś istniało. Tak czy inaczej, obecnie nic nie jest pewne na temat fizyki stojącej za tym wydarzeniem. Przy tej okazji ludzie czasami wspominają mit o boskim stworzeniu świata, starożytne legendy kosmogoniczne. Ale jak powiedział słynny kosmolog Georges Lemaitre (który był także zawodowym teologiem, opatem i prezesem Papieskiej Akademii Nauk w Watykanie), teoria kosmologiczna, która dopuszcza szczególny, osobliwy stan początkowy świata „pozostaje całkowicie odległa od wszelkie kwestie metafizyczne lub religijne. Pozostawia materialiście swobodę zaprzeczenia jakiejkolwiek transcendentalnej Istocie. Dla wierzącego zniechęca to do jakiejkolwiek próby bliższego poznania Boga... co jest zgodne z powiedzeniem Izajasza, który mówi o „Bogu ukrytym”, ukrytym już na początku stworzenia”. Trzeba jednak powiedzieć, że taki oświecony punkt widzenia podzielają nie wszyscy wyznawcy tego czy innego przekonania religijnego. Znane są zarówno liczne – naiwne i beznadziejne – próby zaprzeczania Wielkiemu Wybuchowi, jak i daremne próby dopatrywania się w Wielkim Wybuchu „naukowego argumentu” na rzecz boskiego stworzenia świata.

Najczęściej w fizyce i astronomii Wielki Wybuch nazywany jest nie początkowym wydarzeniem historii kosmosu, ale całym procesem powszechnej ekspansji Wszechświata rozgrywającym się w czasoprzestrzeni. Procesowi temu towarzyszy długa i burzliwa ewolucja kosmologiczna, ciągły łańcuch zmian i przekształceń we Wszechświecie. Należy zwrócić uwagę, że słowem kluczowym jest tu „ewolucja”, tak nieprzyjemna dla klerykalnych krytyków kosmologii, którzy bezzasadnie odrzucają w tej nauce (podobnie jak w biologii) wszystko, co ich zdaniem stoi w sprzeczności ze światopoglądem religijnym. Tymczasem wyjaśnienie i wiarygodne udowodnienie głównych cech i etapów ewolucyjnego rozwoju Wszechświata jest jednym z najważniejszych osiągnięć współczesnych nauk przyrodniczych. Przedstawmy teraz szereg konkretnych faktów obserwacyjnych z ewolucyjnej historii Wszechświata.

2.1. Odwrót galaktyk. Najważniejszym ze wszystkich tych faktów jest oczywiście samo zjawisko ekspansji kosmologicznej. Powiedzieliśmy już, że ekspansję kosmologiczną odkryto na podstawie obserwacji ruchów galaktyk prawie sto lat temu. Odkrycie to przetrwało próbę czasu i od tego czasu przez lata wprowadzono niezbędne poprawki i wyjaśnienia do opisu ilościowych wzorców tego zjawiska. Próbowano jednak obalić sam fakt ekspansji kosmologicznej. Argumentowano np., że efekt Dopplera (do którego sprowadza się opis przesunięcia ku czerwieni w obszarze małych prędkości) został zweryfikowany eksperymentalnie jedynie w ograniczonych skalach przestrzennych i może nie obowiązywać w przypadku dużych odległości kosmologicznych. Swego czasu sam Hubble, odkrywca ekspansji kosmologicznej, był skłonny przyjąć punkt widzenia, że ​​nie był to efekt Dopplera, ale „starzenie się światła” na jego drodze z galaktyk do nas. Według jednego z jego współczesnych było to tak, jakby pojawił się Sir Izaak Newton i powiedział: „Swoją drogą, panowie, co do tego jabłka… Widzicie, ono tak naprawdę nie spada”.

Idea starzenia się świetlnego całkowicie zaprzecza ogólnym prawom fizyki – zostało to ściśle udowodnione już w latach trzydziestych XX wieku. Jak już powiedzieliśmy, światło rozchodzi się wzdłuż zerowych linii geodezyjnych w czasoprzestrzeni, a efekt Dopplera (w przybliżeniu przy stosunkowo małych prędkościach) i przesunięcie ku czerwieni są bezpośrednimi konsekwencjami tej zasadniczej ogólnej okoliczności. Ważność standardowej teorii propagacji światła została sprawdzona i potwierdzona całym szeregiem licznych eksperymentów i obserwacji astronomicznych – także z odległości kosmologicznych. Jak widać na przykład ze słynnej „Teorii pola” Landaua i Lifshitza, obraz propagacji światła w kosmologii jest prosty i naturalny; Nie ma i nie może być tu miejsca na żadne wątpliwości.

2.2. Obserwacja przeszłości Wszechświata. Ogólny obraz propagacji światła pozwala dowiedzieć się, w jakich warunkach w rozszerzającym się świecie można mierzyć nie tylko prędkości, ale także przyspieszenia galaktyk: jak już powiedzieliśmy, potrzebne są tutaj bardzo duże odległości . W ten sposób odkryto, że do odległości około 7 miliardów lat świetlnych przyspieszenia te są dodatnie: prędkość usuwania galaktyk rośnie z czasem. Ale na jeszcze większych odległościach przyspieszenie, jak się okazuje, zmienia znak - tam jest ujemne i dlatego na tych niezwykle dużych odległościach ekspansja kosmologiczna następuje ze spowolnieniem.

Weźmy teraz pod uwagę, że światło rozchodzi się w przestrzeni nie natychmiastowo, nie nieskończenie szybko, ale z pewną skończoną prędkością. Oznacza to, że widzimy obiekty takimi, jakie były, gdy emitowały światło, które teraz otrzymujemy. Słońce widzimy z opóźnieniem 8 minut; Galaktyki znajdujące się w odległości 7 miliardów lat świetlnych widzimy tak samo, jak 7 miliardów lat temu. Teleskop to wehikuł czasu rzeczywistego, który pozwala zobaczyć przeszłość świata na własne oczy. Można powiedzieć, że obserwując odległe galaktyki, widzimy i badamy czterowymiarową czasoprzestrzeń.

Obecny wiek świata wynosi 13,7 miliarda lat: to najnowsze dane kosmologiczne na ten temat, wynikające z połączenia różnych niezależnych obserwacji. Wartość ta jest najdłuższym czasem trwania oszacowanym empirycznie w przyrodzie. To, co właśnie powiedziano o przyspieszeniu kosmologicznym, oznacza, że ​​przez pierwszą połowę swojej historii Wszechświat rozszerzał się ze zwalnianiem, a przez drugą z przyspieszaniem. W ten sposób stał się znany najważniejszy kamień milowy w dynamicznej historii Wszechświata – moment zmiany znaku przyspieszenia kosmologicznego.

W pierwszej połowie swojej historii rozszerzający się Wszechświat praktycznie nie odczuwał w sobie obecności ciemnej energii - wówczas gęstość materii (ciemnej materii i barionów) była znacznie większa niż gęstość ciemnej energii. Faktem jest, że gęstość ciemnej energii nie zależy od czasu, jest wartością stałą. A gęstość materii maleje podczas ekspansji, tak że w przeszłości była większa niż obecnie; z tego powodu do pewnego momentu grawitacja materii była silniejsza niż antygrawitacja ciemnej energii. Te dwie siły właśnie zrównały się pod względem wielkości około 7 miliardów lat temu: najpierw dominowała materia, a jej grawitacja spowalniała ekspansję galaktyk, a potem nadeszła era dominacji ciemnej energii, a jej antygrawitacja stała się silniejsza niż grawitacja materii . Ta era antygrawitacji i przyspieszonej ekspansji kosmologicznej trwa do dziś i będzie trwać w nieskończoność w przyszłości.

Maksymalne odległości osiągalne za pomocą najlepszych współczesnych instrumentów astronomicznych to około 10 miliardów lat świetlnych - na takich odległościach widoczne są najjaśniejsze galaktyki i kwazary. Zatem kosmiczna ewolucja w ciągu ostatnich 10 miliardów lat życia Wszechświata jest teraz dostępna do bezpośredniej obserwacji i szczegółowych badań. To dobre dwie trzecie historii Wielkiego Wybuchu, który rozgrywa się, można powiedzieć, na naszych oczach. Astronomowie planują stworzenie skomplikowanych i kosztownych instrumentów kosmicznych i naziemnych (w szczególności gigantycznego optycznego teleskopu naziemnego ze zwierciadłem o średnicy 42 m), które umożliwią obserwację Wszechświata w stanie, w którym jego wiek wyniósł niespełna miliard lat, czyli bardziej bezpośrednie obserwacje będą dostępne dla 90% całej historii świata.

2.3. Gorący start. Galaktyki nie zawsze istniały we Wszechświecie; są od niej 1–2 miliardy lat młodsi. W ciągu pierwszych 1–2 miliardów lat materia kosmiczna była równomiernie wymieszana i równomiernie rozmieszczona w przestrzeni; W tamtym czasie nie było galaktyk, jeszcze się nie uformowały. Gęstość materii była wówczas znacznie wyższa niż średnia gęstość materii w obecnym Wszechświecie, a nawet gęstość wewnątrz współczesnych galaktyk. Czy można zobaczyć Wszechświat w tak wczesnym stanie, kiedy nie było w nim galaktyk? Tak, jest to możliwe: w tym celu należy zbadać kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła.

Załóżmy (za Gamowem), że materia wczesnego Wszechświata była nie tylko gęsta, ale i gorąca. Następnie w materii kosmicznej powinno istnieć termodynamicznie zrównoważone promieniowanie elektromagnetyczne, które utrzymywało się później i aż do ery nowożytnej. Jeśli wczesny Wszechświat był zimny, a materia miała wówczas zerową temperaturę, to takie promieniowanie nie powinno istnieć. Zapewnia to jasny test „tak” i „nie” pozwalający określić temperaturę wczesnego Wszechświata. Odpowiedź „tak – promieniowanie istnieje” uzyskana w obserwacjach (patrz wyżej) całkowicie rozwiązuje pytanie: wczesny Wszechświat był gorący.

W wysokich temperaturach materii we wczesnym Wszechświecie materia kosmiczna była zjonizowana, a ośrodkiem była plazma. Promieniowanie skutecznie oddziaływało z plazmą i pozostawało z nią w równowadze termodynamicznej. Jednak ośrodek ochłodził się w wyniku ekspansji kosmologicznej i gdy tylko temperatura spadła poniżej około 3000 K, plazma ponownie się połączyła: elektrony połączyły się z jonami, a plazma zamieniła się w gaz złożony z neutralnych atomów. Stało się to, gdy świat miał 330 tysięcy lat. Następnie fotony promieniowania kosmicznego przestały oddziaływać z materią i od tego czasu swobodnie się rozprzestrzeniają. Zachowali i przynieśli nam obraz „ostatniej ściany rozpraszającej”, jak mówią o tym radioastronomowie.

Co to za zdjęcie? Efektem obserwacji jest to, że fotony reliktowe docierają do nas izotropowo, równomiernie ze wszystkich kierunków przestrzeni. Dlatego obraz, jaki dają, jest prosty i monotonny: to solidne tło, na którym prawie nic nie jest narysowane. Wydawałoby się, że obraz jest ubogi w informacje. Jednak z tego samego faktu wynika od razu niezwykle doniosły wniosek: materia wczesnego Wszechświata rzeczywiście w epoce ostatniego rozproszenia fotonów rozkładała się jednorodnie (lub prawie ściśle jednorodnie – z dokładnością do tysięcznych części procenta). Zgodnie z ogólną teorią względności przestrzeń równomiernie wypełniona materią sama musi być jednorodna. W ten sposób poznajemy geometrię przestrzenną wczesnego Wszechświata. Izotropia reliktowego tła wzmacnia ten wniosek: przestrzeń musi być nie tylko jednorodna, ale także izotropowa - wszystkie w niej kierunki są równe. Taka przestrzeń ma maksymalną symetrię: wygląda tak samo dla wszelkich przesunięć i obrotów układu odniesienia.

W ten sposób za pomocą kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła ściśle rejestruje się stan fizyczny świata i jego symetrie geometryczne we wczesnej epoce, kiedy jeszcze nie powstały w nim galaktyki. A to nie wszystko, co może nam powiedzieć kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła.

2.4. Przestrzeń Wielkiego Wybuchu. Obserwacje tła reliktowego pozwoliły w ostatnich latach zbliżyć się do rozwiązania jednego z podstawowych pytań kosmologii - zagadnienia geometrii trójwymiarowej przestrzeni izotropowej, w której oddalają się galaktyki. Od czasów Einsteina i Friedmana wiadomo było, że przestrzeń izotropowa może w zasadzie być albo euklidesowa (płaska), albo zakrzywiona, podobna do powierzchni kuli lub hiperboloidy (przestrzeń Łobaczewskiego). Który z tych trzech typów geometrii występuje w przyrodzie?

Szczegółowe badania drobnej struktury kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła, rozpoczęte przez statki kosmiczne Relikt i COBE, a następnie z powodzeniem kontynuowane w ostatnich latach przez amerykański aparat WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), pozwoliły ustalić, że na jednolitym kosmicznego mikrofalowego tła faktycznie występuje pewien „nierówny” wzór: są to słabe – na poziomie tysięcznych procenta – odchylenia od idealnej jednorodności tła. Jak wspomnieliśmy powyżej, odchylenia te reprezentują „odcisk” słabych niejednorodności - kompresję i rozrzedzenie środowiska kosmicznego, które później dały początek galaktykom i ich układom. W uciskach temperatura promieniowania jest nieco wyższa od średniej - daje to jasne (w stosunku do średniego tła) plamy, a w rozrzedzeniach - nieco niższą i tutaj pojawiają się stosunkowo ciemne plamy. Co więcej, stopień odchylenia od tła różni się w zależności od miejsca oraz pomiędzy jasnymi i ciemnymi plamami. Ten złożony obraz oddaje (można powiedzieć, zakodowane) najważniejsze cechy fizyczne zarówno samych nieregularności protogalaktycznych, jak i całego Wszechświata. Wyzwaniem dla badaczy jest wydobycie i zrozumienie bogatej informacji kosmologicznej, jaką przynosi kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła. W tym celu wykorzystuje się dane dotyczące całego zbioru plam o różnej jasności i skali kątowej.

Szczególnie interesujące są najjaśniejsze punkty na reliktowym tle. Dwie takie sąsiednie plamy odpowiadają dwóm kondensacjom protogalaktycznym, które w epoce rekombinacji plazmy kosmicznej znajdowały się w bardzo specyficznej, charakterystycznej odległości od siebie. Teoria powstawania galaktyk oparta na klasycznej pracy E.M. Lifshitz (wyd. 1946) twierdzi, że tę charakterystyczną odległość wyznacza wiek świata w epoce rekombinacji; ten wiek jest dobrze znany - 330 tysięcy lat (patrz wyżej). Odległość liniowa pomiędzy dwiema kondensacjami odpowiada pewnemu kątowi pomiędzy kierunkami w przestrzeni dwóch odpowiednich jasnych punktów. Ponadto związek między odległościami kątowymi i liniowymi zależy od geometrii przestrzeni: w przestrzeni sferycznej interesujący nas kąt wynosi półtora stopnia, w przestrzeni hiperbolicznej - pół stopnia, w przestrzeni płaskiej - jeden stopień.

Okazało się, że charakterystyczna odległość kątowa pomiędzy sąsiednimi jasnymi plamami wynosi jeden stopień (z dokładnością do 2%). Oznacza to, że przestrzeń, w której zachodzi ekspansja kosmologiczna, jest płaska. Albo przynajmniej praktycznie płasko, bardzo blisko płasko. Okazuje się, że natura preferowała najprostszą wersję przestrzennej geometrii świata. W ten sposób poznano geometrię przestrzeni, o której kosmolodzy marzyli od prawie stu lat.

2.5. Podstawowy reaktor termojądrowy. Od geometrii świata powróćmy jeszcze raz do jego historii. Standardowa fizyka jądrowa i termodynamika umożliwiają badanie warunków fizycznych w środowisku kosmicznym w tych wczesnych epokach, kiedy nie istniały tylko galaktyki i gwiazdy, ale nawet złożone jądra atomowe nie mogły istnieć. Taki jest stan świata w pierwszych sekundach (!) ewolucji kosmologicznej. Fizykę jądrową wprowadził do kosmologii Gamow w latach 1940-1950, który wcześniej stał się klasykiem fizyki jądrowej (w 1929 stworzył teorię rozpadu alfa jąder atomowych).

W teorii gorącego Wszechświata Gamowa temperatura środowiska kosmicznego mogła osiągać tak wysokie wartości (wiele miliardów stopni), że energia cieplna cząstek była większa niż energia wiązania nukleonów w jądrach atomowych. W takich warunkach kosmiczna plazma była mieszaniną protonów, neutronów i elektronów. Jednak w miarę ochładzania się plazmy w wyniku ekspansji kosmologicznej temperatura spadła i przy wartości około kilku miliardów stopni rozpoczęły się w środowisku kosmicznym reakcje termojądrowe (jak w bombie wodorowej), podczas których utworzyły się jądra helu-4, każde zawierające dwa protony i dwa neutrony. Dokładne obliczenia wykonano za Gamovem Ya.B. Zeldovich, R. Wagoner i inni fizycy wykazali, że w ciągu pierwszych trzech minut w takim kosmicznym reaktorze termojądrowym powstaje około 25% helu (w masie). Ten udział helu powinien pozostać do czasów obecnych. W chwilach przekraczających trzy minuty synteza jądrowa zatrzymuje się: w wyniku szybkiej ekspansji kosmologicznej temperatura substancji spada do takich wartości, przy których nie zachodzą już termojądrowe reakcje syntezy helu.

I znowu bezpośredni test: ile reliktowego helu znajduje się we współczesnym środowisku kosmicznym? Dane obserwacyjne mówią: około 25% masowych. Istnieje całkowita zgodność pomiędzy teorią pierwotnej syntezy termojądrowej a rzeczywistą obfitością helu we Wszechświecie. Teoria ta dobrze wyjaśnia również kosmiczne występowanie reliktowych jąder helu-3, deuteru i litu-7.

Ten najważniejszy wynik poszerza naszą wiedzę o historii Wszechświata aż do bardzo starożytnych czasów, kiedy wszystkie odległości na świecie były miliard razy mniejsze niż obecnie, a wiek świata wynosił zaledwie kilka minut. Od epoki pierwotnych reakcji termojądrowych ewolucję kosmologiczną można wiarygodnie prześledzić i ściśle udokumentować danymi obserwacyjnymi.

2.6. Dwa nowe fakty. Wśród innych dowodów ewolucji kosmicznej warto wspomnieć o bardzo niedawnych faktach, które ostatnio były intensywnie omawiane. Podczas ekspansji kosmologicznej gęstość wszystkich energii niepróżniowych maleje. W szczególności zmniejsza się liczba fotonów reliktowych na jednostkę objętości. Oznacza to oczywiście, że w przeszłości na jednostkę objętości przypadało więcej fotonów niż obecnie. Okazuje się, że wniosek ten można bezpośrednio zweryfikować w obserwacjach. Rzeczywiście, D.A. Varshalovich (Instytut Fizyki i Technologii w Petersburgu im. A.F. Ioffe) zwrócił uwagę na jedną cechę w widmach niektórych prostych cząsteczek obserwowanych w środowisku kosmicznym na dużych odległościach, gdzie wszystkie odległości w rozszerzającym się świecie były około trzy razy mniejsze niż aktualne. Okazuje się, że populacja poziomów wzbudzonych w tych cząsteczkach jest zauważalnie większa niż populacja tych samych cząsteczek w bliskich odległościach. Jednak te wzbudzone stany niskoenergetyczne powstają pod wpływem fotonów z kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła. A fakt, że w przeszłości zaludnienie tych poziomów było duże, bezpośrednio mówi nam, że fotonów reliktowych było wtedy znacznie więcej (na jednostkę objętości) niż obecnie.

Kolejny interesujący fakt odkryto w obserwacjach potężnych rozbłysków kosmicznych promieni gamma. Fizyczna natura samego tego zjawiska nie jest jeszcze całkiem jasna, ale z całą pewnością ustalono, że rozbłyski te najczęściej pojawiają się na bardzo dużych odległościach, odpowiadających przesunięciu ku czerwieni, które czasami zauważalnie przekracza jedność. Niedawno odkryto, że zarejestrowany czas trwania kosmicznych rozbłysków gamma zależy od wartości przesunięcia ku czerwieni (tj. odległości do nich). Z najbardziej odległych z nich, które wykazują przesunięcie ku czerwieni wynoszące około 6, promieniowanie podróżowało tak długo, że wszystkie odległości na świecie wzrosły w tym czasie około 7 razy. Okazało się, że zarejestrowany czas trwania tych rozbłysków jest również kilkukrotnie dłuższy (średnio) niż czas trwania podobnych zdarzeń obserwowanych ze stosunkowo bliskich odległości. Jest to zasadniczo ten sam efekt przesunięcia ku czerwieni. To ostatnie, jak wiemy, objawia się tym, że okres oscylacji elektromagnetycznych w odbieranym świetle jest większy niż okres tych samych oscylacji w momencie emisji. Ale w rozszerzającym się świecie zwiększają się nie tylko okresy oscylacji, w nim wydłużają się wszelkie okresy czasu - i to zresztą według tego samego prawa. Zatem zaobserwowane wydłużenie czasu trwania rozbłysków gamma wraz ze wzrostem przesunięcia ku czerwieni jest kolejną bezpośrednią oznaką ekspansji świata.

Podobny efekt zaobserwowano wcześniej w obserwacjach wybuchów supernowych. Na małych odległościach czas trwania rozbłysku mierzy się na przykład cztery tygodnie, a przy przesunięciu ku czerwieni jedności obserwowany czas trwania rozbłysków gwiazd tego samego typu (Ia) okazuje się wynosić osiem tygodni. W przypadku supernowych efekt ten jest jeszcze bardziej wyraźny niż w przypadku rozbłysków gamma.

3. „Ciemny sektor” kosmologii. Badanie „ciemnego sektora” kosmologii, który odpowiada za ponad 95% całej energii/masy współczesnego świata (patrz wyżej), wysuwa się obecnie na pierwszy plan badań kosmologicznych, stając się centralnym zadaniem nauki Wszechświata i w istocie całej podstawowej fizyki. Mówimy przede wszystkim o obserwacyjnych, empirycznych badaniach ciemnej materii i ciemnej energii. Bezpośrednie wskazania zarówno na samo istnienie tych niezwykłych rodzajów energii kosmicznej, jak i na ich najważniejsze właściwości fizyczne wynikają z imponującej liczby niezależnych faktów obserwacyjnych różnego typu.

Zacznijmy od ciemnej materii. Jego badania trwają już ponad 70 lat i jak dotąd wiarygodne informacje na jego temat wynikają z poniższych danych.

3.1. Kinematyka galaktyk w dużych gromadach. Rozpoczęte przez Zwicky'ego (patrz wyżej) pomiary prędkości galaktyk są obecnie prowadzone w dużej liczbie gromad galaktyk i pomiary te niezmiennie wskazują, że prędkości galaktyk są tak wysokie (około tysiąca kilometrów na sekundę), jak w klastrze, w którym w latach 30 studiował Zwicky. Tym samym nowy, obszerny materiał obserwacyjny potwierdza początkowy, fundamentalny wniosek o obecności ciemnej materii na świecie.

3.2. Gaz rentgenowski w gromadach. Duże gromady galaktyk obserwuje się w promieniach rentgenowskich za pomocą krążących wokół nich obserwatoriów astronomicznych. Obserwacje te pozwoliły na odkrycie gorącego zjonizowanego gazu w większości gromad; Gaz ten służy jako źródło promieniowania rentgenowskiego. Temperatura gazu jest bliska stu milionów stopni, a temperatura ta odpowiada średnim prędkościom protonów – cząstek plazmy, które praktycznie pokrywają się z prędkościami galaktyk w tych gromadach (tysiące kilometrów na sekundę). Zatem obserwacje rentgenowskie dostarczają niezależnego argumentu na rzecz ciemnej materii w gromadach: gorący gaz gromad nie rozprasza się w otaczającej przestrzeni, ponieważ jest zanurzony w głębokiej studni potencjału, utworzonej głównie przez potężną grawitację ciemnej materii.

3.3. Efekt Sunyaeva-Zeldovicha. Gorący gaz z gromad jako wskaźnik ciemnej materii przejawia się w obserwacjach kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła. Rozpraszając na gorących elektronach gazu międzygalaktycznego gromad, zimne fotony kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła uzyskują dodatkową energię. W rezultacie, obserwując przy określonej częstotliwości w długiej części widma (Rayleigh-Jeans), na reliktowym tle w kierunku gromady wykrywana jest „ciemna plama”. Efekt ten jest pewnie odnotowany w licznych współczesnych obserwacjach. Niezależnie wskazuje na rzeczywistą obecność gorącego gazu w gromadach galaktyk, co z kolei prowadzi do wniosku o obecności ciemnej materii w gromadach.

3.4. Efekt soczewki grawitacyjnej. Gromady galaktyk tworzą Einsteinowski efekt odchylenia promienia światła przez pole grawitacyjne. W tym przypadku źródłem światła są odległe galaktyki i kwazary. Obrazy galaktyk ulegają zniekształceniu, gdy ich światło przechodzi przez pole grawitacyjne gromady, która służy jako rodzaj soczewki grawitacyjnej. Rozróżnia się soczewkowanie mocne i słabe. Przy silnym soczewkowaniu zniekształcenie jest tak duże, że pojawia się wiele obrazów źródła. Dzieje się tak, gdy odległość kątowa pomiędzy kierunkiem w kierunku soczewki a kierunkiem w kierunku źródła jest stosunkowo mała. Przy stosunkowo dużych odległościach kątowych zniekształcenie nie jest tak duże (słabe soczewkowanie) i sprowadza się do zmiany widocznego kształtu źródła, ale bez zmiażdżenia jego obrazu. W obu przypadkach efekt ten wskazuje masę gromady służącej jako soczewka grawitacyjna. Badając takie zniekształcenia dla setek tysięcy i milionów odległych galaktyk, można uzyskać informacje o wielkości i rozkładzie mas w gromadach soczewek. Obserwacje tego rodzaju konsekwentnie pokazują, że gromady zawierają duże masy ciemnej materii, kilkakrotnie większe niż masa zwykłej materii, jaką zawierają.

3.5. Grupa lokalna. Nasza Galaktyka wraz z Mgławicą Andromedy i kilkudziesięciu innych (małych) galaktyk tworzy układ zwany Grupą Lokalną. Dwie główne galaktyki grupy zbliżają się do siebie, a odległość między nimi oraz względna prędkość zbliżania się mogą mieć obserwowalne wartości tylko wtedy, gdy objętość grupy zawiera ciemną materię, której masa jest znacznie (około 5- 10 razy) większa niż całkowita masa gwiazd wszystkich jej galaktyk.

3.6. Satelity Galaktyki. Naszą Galaktykę otacza rój galaktyk karłowatych, które są jej satelitami. Obserwowana kinematyka tych satelitów pozwala nam oszacować całkowitą masę, która utrzymuje galaktyki karłowate na ich orbitach. Masa ta jest znacznie (około 5-10 razy) większa niż całkowita masa gwiazd Galaktyki i jej satelitów. Dodatkowa niewidzialna masa – ciemna materia Galaktyki – tworzy rozciągnięte niewidzialne halo (o czym już wspomniano powyżej), w obrębie którego poruszają się galaktyki satelitarne. Promień halo jest 5-10 razy większy niż promień dysku gwiazdowego Galaktyki.

3.7. Mgławica Andromedy. Ten sam efekt obserwuje się w kinematyce karłowatych galaktyk satelitarnych Mgławicy Andromedy. Oznacza to, że ciemna materia Grupy Lokalnej koncentruje się głównie w pojedynczych ciemnych halo jej dwóch gigantycznych galaktyk. Podobnie jak wspomniane fakty, okoliczność ta dowodzi, że ciemna materia jest ośrodkiem, który może zlepiać się pod wpływem grawitacji, w przeciwieństwie do ciemnej energii, która najprawdopodobniej jest równomiernie rozłożona w przestrzeni (patrz poniżej).

3.8. Potrójne układy galaktyk. Zaobserwowana kinematyka kilkudziesięciu układów potrójnych utworzonych przez duże galaktyki podobne do naszej Galaktyki wskazuje, że układy te zawierają ciemną materię, występującą głównie w pojedynczych galaktykach halo. I w tym przypadku masa ciemnej materii jest również zauważalnie (3-10 razy) większa niż całkowita masa jasnej materii samych galaktyk.

3.9.Obrót galaktyk spiralnych. Zależność prędkości obrotowej galaktyk spiralnych od odległości do centrum galaktyki (krzywej rotacji) jest obecnie znana dla kilkudziesięciu izolowanych galaktyk. Można go prześledzić zarówno wewnątrz samego układu gwiazdowego, jak i poza nim (poprzez ruch obłoków obojętnego wodoru) do odległości przekraczających 3-10-krotność promienia układu gwiazdowego. W obszarze poza widzialnym dyskiem galaktyki, gdzie dominuje ciemna materia halo galaktycznego, krzywa rotacji ma tendencję do spłaszczania się, przez co prędkość rotacji jest praktycznie niezależna od odległości. We wszystkich przypadkach przebieg tej „płaskiej” zależności zdecydowanie wskazuje na obecność ciemnej materii zarówno wewnątrz, jak i na zewnątrz układu gwiazdowego, a masa ciemnej materii w halo galaktycznym jest 3-10 razy większa od masy układu gwiazdowego .

Należy zauważyć, że w przeszłości podejmowano próby wyjaśnienia szybkich ruchów galaktyk w gromadach i „płaskich” krzywych rotacji galaktyk bez udziału ciemnej materii – poprzez modyfikację prawa grawitacji Newtona na dużych odległościach. Jednak pomysł ten musiał zostać porzucony ze względu na fakt, że w tym przypadku dla każdej pojedynczej gromady i każdej pojedynczej galaktyki konieczne było wprowadzenie własnej, specjalnej modyfikacji grawitacji.

3.10. Proces kosmogoniczny. Ciemna materia odegrała kluczową rolę w powstaniu galaktyk i ich układów. Zdecydowanie wskazują na to badania teoretyczne i szczegółowe symulacje komputerowe powstawania i ewolucji wielkoskalowych struktur kosmicznych. Bez ciemnej materii świat byłby zupełnie inny, zupełnie inny od tego prawdziwego. Nie zawierałaby na przykład gromad galaktyk z gorącym gazem rentgenowskim.

Niezwykle ważne jest, aby wszystkie wymienione niezależne wyniki były ze sobą w pełni zgodne ilościowo. Wygląda to tak, jakby dziesięć różnych linii przecinało się w jednym punkcie! Na tym polega siła empirycznych podstaw współczesnej kosmologii.

Przejdźmy teraz do ciemnej energii. O jego istnieniu świadczą następujące niezależne dane.

3.11. Przyspieszenie ekspansji kosmologicznej. Zjawisko to (wspomniane już powyżej) w skali kosmologicznej zostało odkryte na podstawie danych dotyczących kilkudziesięciu najbardziej odległych supernowych. Obecnie obserwatorzy dysponują już materiałem na około dwieście tych gwiazd, a nowe dane w pełni potwierdzają pierwotny wynik. Na podstawie tych obserwacji możliwe jest ilościowe określenie gęstości ciemnej energii jako czynnika fizycznego tworzącego kosmiczną antygrawitację i powodującego przyspieszoną ekspansję. W ten sposób odkryli, że gęstość ciemnej energii w obserwowalnym Wszechświecie jest 3–4 razy większa niż średnia gęstość ciemnej materii (patrz wyżej). Nie jest zatem zaskakujące, że antygrawitacja wytwarzana przez ciemną energię jest silniejsza w obecnej erze grawitacji tworzonej przez ciemną materię (wraz z barionami i promieniowaniem).

3.12. Gęstość krytyczna. Dokładne pomiary słabej anizotropii reliktowego tła i szczegółowe badanie jego nierównej struktury pozwoliły ustalić, że trójwymiarowa przestrzeń Wielkiego Wybuchu jest albo ściśle płaska, albo prawie płaska (patrz wyżej). Z tej okoliczności wynika jeden ważny wniosek. Według teorii Friedmana geometria przestrzeni jest jednoznacznie powiązana z zależnością pomiędzy całkowitą gęstością świata a tzw. gęstością krytyczną, która jest wyznaczana przez tempo ekspansji świata i wyrażana poprzez stałą Hubble’a (tzw. współczynnik proporcjonalności pomiędzy prędkością i odległością w prawie Hubble’a – patrz wyżej). Co więcej, w przypadku przestrzeni płaskiej gęstość świata jest równa gęstości krytycznej. Ale jeśli tak, to ze zmierzonej wartości stałej Hubble'a można oszacować aktualną całkowitą gęstość świata, czyli całkowitą gęstość kosmiczną wszystkich rodzajów energii we Wszechświecie. Średnio w dużych objętościach Wszechświata jest to około jeden erg na sto metrów sześciennych. Wielkość tę można sobie wyobrazić jaśniej, jeśli na przykład mierzymy energię w jednostkach energii spoczynkowej protonu; wówczas wskazana gęstość jest równoważna obecności pięciu protonów w każdym metrze sześciennym przestrzeni.

Ponieważ gęstości ciemnej materii, barionów i promieniowania są znane z innych niezależnych danych, wynika z tego, że możliwe jest oszacowanie gęstości ciemnej energii jako różnicy między gęstością całkowitą a całkowitą gęstością innych rodzajów energii kosmicznej. Jest to oczywiście pośrednia metoda oceny. Wynik jest jednak ważny, ponieważ umożliwia sprawdzenie bezpośrednich szacunków dokonanych na podstawie obserwacji supernowych. Okazuje się, że oba szacunki gęstości ciemnej energii są niemal identyczne.

3.13. Wiek świata. Na długo przed odkryciem ciemnej energii kosmologów martwił jeden trudny problem: modele kosmologiczne, które w latach 60. i 80. XX wieku. uznano za standardowe, czas, jaki upłynął od początku ekspansji kosmologicznej, okazał się irytująco mały – mniejszy niż wiek najstarszych gwiazd w Galaktyce. Oczywiście nie powinno się to zdarzyć, a nawet wtedy I.S. Szkłowski, N.S. Kardashev, Ya.B. Zeldovich zasugerował, że w tej sprawie może pomóc uniwersalne odpychanie opisane stałą kosmologiczną Einsteina: w modelach z niezerową stałą kosmologiczną wiek świata okazał się duży i całkiem akceptowalny (patrz np.). Zatem sam wiek najstarszych obiektów na świecie jest bezpośrednią oznaką istnienia antygrawitacji i ciemnej energii.

3.14. Lokalny strumień Hubble’a. Obserwacje ruchów galaktyk do odległości 5–7 Mpc wykazały, że w tej stosunkowo małej skali następuje regularna recesja galaktyk zgodnie z prawem Hubble’a, a stała Hubble’a jest bliska wartości 60–75 km/s /Mpc, co jest znane z obserwacji w znacznie większych skalach. Ten lokalny przepływ ekspansji Hubble'a może istnieć i mieć obserwowalne cechy fizyczne (stała Hubble'a i dyspersja prędkości), jeśli jego dynamika jest zdeterminowana zarówno przez grawitację Grupy Lokalnej, jak i antygrawitację ciemnej energii równomiernie rozmieszczonej w przestrzeni. Umożliwia to oszacowanie gęstości ciemnej energii w naszym bezpośrednim otoczeniu galaktycznym: ta „lokalna” gęstość jest, jak się okazuje, bliska gęstości „globalnej” (znanej z obserwacji supernowych i kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła), a może nawet dokładnie się z tym pokrywa. W tym przypadku antygrawitacja okazuje się silniejsza od grawitacji już w odległościach przekraczających od nas około 1–1,5 Mpc. Grupa Lokalna galaktyk ma promień nieprzekraczający 1 Mpc, dlatego panuje w niej grawitacja, co powoduje, że grupa jest związana grawitacyjnie. A przepływ recesji galaktyk zaczyna się już w odległościach nieco przekraczających 1 Mpc, więc jest kontrolowany głównie przez antygrawitację ciemnej energii.

3.15. Tworzenie konstrukcji wielkoskalowych. Wspomniane już wyżej komputerowe modelowanie procesów powstawania wielkoskalowej struktury kosmicznej daje najlepsze rezultaty, jeśli uwzględnia nie tylko ciemną materię, ale także ciemną energię, a szacowana gęstość jednorodnej ciemnej energii powinna mieć dokładnie jego zaobserwowaną wartość. Ponadto rzeczywiste struktury - galaktyki, ich grupy i gromady muszą mieć rozmiary, które w każdym przypadku nie przekraczają pewnej wartości granicznej określonej przez masę obiektu i gęstość ciemnej energii: tylko wtedy mogą istnieć jako układy związane grawitacyjnie. Wniosek ten potwierdzają także dane obserwacyjne.

Jak widzimy, w przypadku ciemnej energii następuje „przecięcie” w jednym punkcie co najmniej pięciu różnych i niezależnych linii argumentacji.

Podkreślmy jeszcze raz: stworzenie nowoczesnych podstaw obserwacyjnych kosmologii stało się możliwe dzięki zastosowaniu zaawansowanej technologii astronomicznej, która umożliwia obserwacje w całym zakresie fal elektromagnetycznych – od fal radiowych po promieniowanie gamma. Do celów kosmologicznych wykorzystuje się instrumenty naziemne, balonowe i orbitalne, wyposażone w najlepsze detektory światła i inny najwyższej klasy sprzęt elektroniczny. Badania kosmologiczne były i są prowadzone przy użyciu największych instrumentów – jest to teleskop BTA ze zwierciadłem o średnicy 6 m w Specjalnym Obserwatorium Astrofizycznym Rosyjskiej Akademii Nauk (do niedawna największy na świecie), cztery teleskopy z 8 m zwierciadłami (VLT - Very Large Lelescopes) w Europejskim Obserwatorium Południowym, 2 teleskopy KECK (10 m) na Hawajach, Kosmiczny Teleskop Hubble'a, radioteleskop RATAN-600, a także laboratoria kosmiczne IRAS (podczerwień), ROSAT, Chandra, Integral, XMM-Newton (prześwietlenia rentgenowskie), COBE, Relic, WMAP (radio mikrofalowe) . W fazie przygotowań znajdują się nowe, duże projekty, takie jak Radioastron i Millimetron, Spectr-Ultraviolet, Spectr-Roentgen-Gamma, Planck, SNAP, JEDM; dwa ostatnie projekty mają na celu w szczególności badanie ciemnej energii poprzez wykrywanie supernowych na dużych odległościach. Wspominaliśmy już o projekcie stworzenia 42-metrowego teleskopu.

4. Problemy, pomysły, hipotezy. W badaniach kosmologicznych wykorzystuje się całe bogactwo współczesnej fizyki, a ogólne prawa fizyczne, rzetelnie ustalone i sprawdzone w eksperymentach laboratoryjnych, mają zastosowanie do badania ewolucji Wszechświata, począwszy przynajmniej od ery reakcji termojądrowych, od pierwszych sekund naszej ery. istnienie świata. Połączenie dużej liczby obserwacji z wiarygodną teorią fizyczną umożliwiło obecnie wyciągnięcie uzasadnionych wniosków na temat szeregu kluczowych właściwości fizycznych obserwowalnego Wszechświata. Powyżej omówiliśmy główne z nich, a teraz przejdźmy do aktualnych problemów, idei i hipotez w kosmologii (czytelnik może znaleźć bardziej szczegółowy opis w naszej książce).

4.1. Bardzo wczesny Wszechświat. Naturalne jest pytanie: co działo się we Wszechświecie przed erą reakcji termojądrowych? Z pewną dozą pewności można powiedzieć, że ekspansja kosmologiczna miała miejsce także we wcześniejszych czasach, kiedy wiek świata wynosił znacznie mniej niż jedną sekundę. Jednak sądy na temat najwcześniejszych etapów ekspansji kosmologicznej stają się mniej wiarygodne, im głębiej sięga się w przeszłość. Obserwacje nie są już tutaj możliwe; Co więcej, próbując mentalnie podejść do samego początku świata, gdy mówimy o niewyobrażalnie wysokich gęstościach i temperaturach, wychodzimy poza zakres stosowalności ogólnych praw fizyki - zostały one ustalone dla innych, znacznie skromniejszych wartości parametrów fizycznych. Aby cokolwiek powiedzieć o tamtych czasach, trzeba koniecznie sięgnąć do daleko idącej ekstrapolacji standardowych przepisów na region, w którym, ogólnie rzecz biorąc, nie ma obiektywnych podstaw do ich stosowania. A jednak w ciągu ostatnich 20–25 lat rozpowszechniły się teorie dotyczące bardzo wczesnego Wszechświata, które opierają się na kolosalnych gęstościach, niezwykle małych odstępach czasowych i przestrzennych – znacznie wykraczających poza możliwości zastosowania standardowej fizyki.

Jest to na przykład teoria inflacji, która ma wielu zwolenników. Opiera się na śmiałej hipotezie o przyczynie ekspansji kosmologicznej, wysuniętej czterdzieści lat temu przez E.B. Glinera, który następnie pracował w St. Petersburgu (Leningradzie) Phystech. Według jego koncepcji początkowe przyspieszenie materii powstało w wyniku antygrawitacji pierwotnej kosmicznej próżni. Zakłada się, że sama materia kosmiczna może narodzić się z hipotetycznej próżni pierwotnej. Liczne próby rozwinięcia tej idei doprowadziły do ​​powstania setek różnych modeli teoretycznych, często dość pomysłowych.

Najciekawszym rezultatem w tym obszarze jest teoria pochodzenia kondensacji i rozrzedzeń w materii kosmicznej – tych właśnie odchyleń od jednorodności, które dały początek galaktykom i ich gromadom oraz pozostawiły ślady na reliktowym tle (patrz wyżej). Teorię tę zbudował V.A. Muchanow, G.V. Chibisov (FIAN), A.A. Starobińskiego (ITF RAS). Wykazali, że takie niejednorodności mogą powstawać w wyniku fluktuacji kwantowych pierwotnej próżni. W ten sposób nadal nie udało się znaleźć amplitudy niejednorodności, ale ich widmo (czyli zależność amplitudy od skali zaburzeń) okazuje się prawidłowe – jest zgodne z obserwacjami tła reliktowego .

4.2. Bariogeneza. Teoria wczesnego Wszechświata jest ściśle powiązana z fizyką cząstek elementarnych (temat ten szczegółowo omawiamy w nowej książce). Jednym z kluczowych zagadnień na styku kosmologii i mikrofizyki jest asymetria barionowa Wszechświata. Ciała natury, od naszej planety Ziemia (i wszystko na niej) po najdalsze gwiazdy, zbudowane są ze „zwykłych” cząstek – protonów, neutronów i elektronów. Tymczasem, zgodnie z jedną z podstawowych zasad mikrofizyki, w przyrodzie istnieje symetria – równość – pomiędzy cząstkami i antycząstkami. Gdzie są te antycząstki - antyprotony, antyneutrony, pozytony - które dzięki tej symetrii powinny być obecne na świecie w takich samych ilościach jak zwykłe cząstki? Fizycy dobrze znają antycząstki: powstają one w akceleratorach i są obserwowane w promieniowaniu kosmicznym. Ale ich liczba jest niewielka w porównaniu z liczbą cząstek. Jaka jest przyczyna tej nierównowagi w przyrodzie?

Możliwą odpowiedź na to pytanie zaproponował A.D. Sacharow i V.A. Kuźmina w latach 1960-1970. Pomysł jest taki, że symetria między cząstkami i antycząstkami nie jest tak naprawdę ścisła, ale nieco złamana. Wykazano, że nawet bardzo słabe asymetrie tego rodzaju mogą wystarczyć, aby w ekstremalnych warunkach fizycznych, jakie istniały we wczesnym Wszechświecie, spowodować powstanie silnych asymetrii, które występują obecnie. Proces, w wyniku którego to nastąpiło, nazywa się bariogenezą kosmologiczną.

Jednym z przewidywań tej teorii jest niestabilność protonu, czyli możliwość jego spontanicznego rozpadu na inne cząstki. Przewidywanie to jest obecnie testowane w eksperymencie fizycznym w wielu dużych laboratoriach na całym świecie. Dotychczasowy wynik jest następujący: nie wykryto rozpadu protonu. A jeśli to możliwe, to z charakterystycznym czasem nie mniejszym niż 10 do 32. potęgi lat, czyli o wiele rzędów wielkości większym niż wiek Wszechświata. Pytanie zatem pozostaje otwarte. Tak czy inaczej, bardzo długi czas życia protonu jest dla nas wielkim sukcesem, składającym się z protonów, elektronów i neutronów...

4.3. Ciemne cząstki.Ćwierć wieku temu Ya.B. Zeldovich aktywnie rozwijał koncepcję, że ciemna materia może składać się z neutrin. Neutrina kosmologiczne (i antyneutrina) z pewnością są obecne we Wszechświecie; one – podobnie jak promieniowanie tła – są pozostałością, reliktem gorącego stanu Wszechświata. Wyszły z równowagi z materią, gdy wiek świata był krótszy niż jedna sekunda i od tego czasu są obecne we Wszechświecie, oddziałując z innymi rodzajami energii niemal wyłącznie grawitacyjnie. Na każdy centymetr sześcienny przestrzeni powinno ich być średnio około 300. Na początku lat 80. Wydawało się, że laboratoryjny eksperyment fizyczny pozwolił tym cząstkom uzyskać masy odpowiednie, aby neutrina reliktowe mogły pełnić rolę ciemnej materii. Teraz jednak stało się jasne, że masy neutrin powinny być znacznie mniejsze, aby w najlepszym przypadku można było im przypisać około 10% ciemnej materii, nie więcej. Jakie są zatem główne nośniki ciemnej materii?

Jedna ze współczesnych hipotez, która wyrosła z idei Zeldovicha, głosi, że ciemna materia składa się głównie, chociaż nie z neutrin, ale z cząstek, które są w pewnym sensie bardzo podobne do neutrin: są stabilne, nie mają ładunku elektrycznego i uczestniczą jedynie w oddziaływania grawitacyjne i elektrosłabe. Jednak takie cząstki bardzo różnią się masą od neutrin: muszą być bardzo ciężkie - około tysiąc razy cięższe od protonu, więc energia spoczynkowa takiej cząstki wynosi około 1 erg. Cząstki takie nie były jeszcze znane ani w teorii, ani w eksperymencie fizycznym. Jeśli rzeczywiście istnieją, to, jak pokazuje teoria, mogą być obecne we Wszechświecie w wymaganej ilości. W ten sposób kosmologia dochodzi do ciekawej prognozy teoretycznej: w przyrodzie powinny istnieć masywne, stabilne, słabo oddziałujące cząstki elementarne, które stanowią około 20% całkowitej masy i energii Wszechświata, czyli 4–5 razy więcej niż udział barionów (protonów i neutronów).

Bezpośrednie poszukiwania takich cząstek prowadzone są obecnie w wielu dużych laboratoriach na całym świecie. Możliwe jest również, że ciemne cząstki mogą ujawnić się w eksperymentach prowadzonych w najpotężniejszym akceleratorze, Wielkim Zderzaczu Hadronów (LHC) w Europejskim Centrum Badań Jądrowych (Szwajcaria), który wkrótce zacznie działać. Na nim cząstki będą przyspieszane do energii znacznie wyższych niż energia spoczynkowa ciemnych cząstek. A jeśli natura ma tendencję do dawania ciemnym cząstkom zauważalnie więcej (4–5 razy) energii niż bariony, to dlaczego takie cząstki nie miałyby rodzić się masowo w LHC?

4.4. Stała kosmologiczna. Obecnie dyskutuje się o kilku różnych teoretycznych interpretacjach ciemnej energii. Najprostsza (a zarazem bardzo dalekosiężna) z nich opiera się na założeniu, że ciemna energia wynika tylko z jednej i co więcej, stałej w czasie cechy fizycznej, zwanej stałą kosmologiczną Einsteina. Wielkość tę wprowadził do ogólnej teorii względności Einstein w 1917 roku w swojej pracy kosmologicznej, o której wspominaliśmy już powyżej. Aby stan świata jako całości pozostał niezmieniony w czasie, potrzebna była nowa stała fizyczna, co wydawało się wówczas Einsteinowi obowiązkowe. Stała kosmologiczna, oznaczona grecką literą L, służyła do opisu powszechnego odpychania, które jest w stanie zrównoważyć uniwersalną grawitację. Po pracach Friedmana oraz odkryciach Slifera i Hubble'a porzucono koncepcję statycznego, zmieniającego się w czasie Wszechświata. Ale wtedy, jak mówił Einstein, o stałej kosmologicznej można zapomnieć – przynajmniej do czasu, gdy obiektywne przesłanki empiryczne przemawiają na jej korzyść. Podstawy te powstały wraz z odkryciem przyspieszenia kosmologicznego w latach 1998–1999. Model kosmologiczny z dodatnią wartością A bardzo dobrze opisuje obserwowane zjawisko przyspieszenia kosmologicznego i doskonale zgadza się z całym zespołem współczesnych danych obserwacyjnych. Jest to standardowy model kosmologiczny dnia dzisiejszego.

4,5. Ciemna energia jest jak próżnia. Zgodnie z propozycją E.B. Glinera, wyrażoną w 1965 roku, stałą kosmologiczną można uznać za cechę fizyczną specjalnego rodzaju ośrodka ciągłego, idealnie równomiernie wypełniającego całą przestrzeń Wszechświata. Gęstość tego ośrodka jest nie tylko jednorodna, ale także nie zależy od czasu i jest po prostu równa (aż do stałego współczynnika) wartości L. Ośrodek taki posiada te właściwości we wszystkich układach odniesienia. Jeśli założymy, że ciemną energię rzeczywiście opisuje stała kosmologiczna, wówczas należy ją sobie wyobrazić makroskopowo jako ośrodek o stałej gęstości wszędzie i zawsze. Z tej idei wynikają szczególne fenomenologiczne właściwości ciemnej energii. Okazuje się zatem, że ciemna energia ma ciśnienie i ma znak ujemny, a w wartości bezwzględnej jest równa gęstości energii (przypomnijmy, że gęstość energii i ciśnienie mają ten sam wymiar).

Podciśnienie faktycznie występuje w przyrodzie i technologii; ale żadne inne medium na świecie nie ma takiego związku pomiędzy ciśnieniem i gęstością. Jak wynika z teorii, ciemna energia o takiej gęstości i ciśnieniu nie może – w odróżnieniu od innych ośrodków – służyć za układ odniesienia, gdyż ruch i spoczynek względem niej są nierozróżnialne. Absolutna pustka ma tę samą właściwość – przestrzeń całkowicie wolna od jakiejkolwiek formy energii. Ta nierozróżnialność ruchu i spoczynku jest główną właściwością mechaniczną próżni. Ponieważ posiada ona ciemną energię, opisaną stałą kosmologiczną, oznacza to, że ośrodkiem tym jest także próżnia. Tę szczególną próżnię nazwiemy próżnią Einsteina-Gleanera (EG-vacuum), aby odróżnić ją od próżni o innym charakterze, rozważanej na przykład w mechanice kwantowej.

Istnieją również teoretyczne modele ciemnej energii, które różnią się od modelu próżniowego. Jeśli stosunek ciśnienia do gęstości jest różny od minus jeden, to nie jest to już próżnia. Jeśli ten stosunek jest większy niż minus jeden, wówczas ten rodzaj ciemnej energii nazywany jest kwintesencją. Jeśli stosunek jest mniejszy niż minus jeden, wówczas w tym przypadku mówimy o energii fantomowej. Właściwości tych hipotetycznych form ciemnej energii są interesujące i (zwłaszcza energii fantomowej) zaskakujące. Jednak obserwacje coraz częściej wskazują na próżnię jako najbardziej prawdopodobną formę ciemnej energii.

4.6. Przeszłość i przyszłość. Standardowy Model Kosmologii, w którym ciemna energia jest reprezentowana przez stałą kosmologiczną, zapewnia wgląd w skład energetyczny Wszechświata (patrz wyżej) w różnych okresach w przeszłości i przyszłości. W tym modelu gęstość ciemnej energii zawsze pozostaje taka sama. Jeśli chodzi o ciemną materię, bariony i promieniowanie, ich gęstości zmniejszają się w wyniku ogólnej ekspansji świata. Patrząc wstecz, możemy dowiedzieć się, że np. w dobie pierwotnych reakcji termojądrowych udział ciemnej energii w całkowitym bilansie energetycznym świata był znikomy, a udział promieniowania zbliżał się wówczas do 100%. W związku z tym w tamtej epoce rola antygrawitacji w dynamice Wszechświata była znikoma, a jego ekspansją kontrolowała niemal wyłącznie grawitacja wytwarzana przez promieniowanie. Promieniowanie dominowało w energii mniej więcej do ery rekombinacji (do wieku świata około 330 tysięcy lat), a potem główny wkład w energię świata miała ciemna materia i bariony. Ich grawitacja zrównała się siłą z antygrawitacją około 7 miliardów lat temu (patrz wyżej) i od tego czasu ekspansja kosmologiczna nabiera tempa. W przyszłości Wszechświata przyspieszająca ekspansja nigdy nie ulegnie spowolnieniu, więc Wszechświat doświadczy nieograniczonej ekspansji, podczas której ciemna energia próżni EG będzie królować na świecie. Ostatni wniosek – prognoza na miliardy lat w przyszłość – to oczywiście ekstrapolacja, której bezpośredniej weryfikacji empirycznej będą mogli dokonać jedynie obserwatorzy w odległej przyszłości.

Chociaż udział każdej energii w całkowitej gęstości świata zmienia się ze względu na ekspansję kosmologiczną, istnieją cztery stałe, niezależne od czasu wielkości, które reprezentują cztery odpowiadające im energie w standardowym modelu kosmologicznym - nazywane są całkami Friedmanna. Co zaskakujące, wielkości te okazują się być blisko siebie pod względem wielkości. Całki Friedmanna mają wymiar długości, a ich wartości wahają się od 0,03 do 3 miliardów lat świetlnych. Taka ścisła (pod względem wielkości) zgodność między tymi wielkościami nie wynika a priori z żadnych praw fizyki ani równań teoretycznych; w zasadzie wielkości te mogą różnić się o nieograniczoną liczbę rzędów wielkości. Ich bliskość (w granicach dwóch rzędów wielkości) ujawnia dopiero empiryczna analiza danych obserwacyjnych. Jest mało prawdopodobne, aby fakt ten można uznać za zwykły wypadek arytmetyczny. Najprawdopodobniej należy to postrzegać jako przejaw istnienia głębokiego związku pomiędzy próżniowymi i niepróżniowymi formami energii kosmicznej; połączenie to ma charakter pewnej wewnętrznej (niegeometrycznej) symetrii, jednoczącej cztery energie kosmiczne.

4.7. Antygrawitacja Einsteina. Dlaczego ciemna energia ze swoją dodatnią gęstością służy jako źródło antygrawitacji? Faktem jest, że zgodnie z ogólną teorią względności grawitację tworzy nie tylko gęstość ośrodka, ale także jego ciśnienie. Efektywna gęstość grawitacyjna to suma: gęstość ośrodka plus potrójne ciśnienie (patrz na przykład). Ponieważ ciśnienie próżni EG jest minus gęstość energii, jej efektywna gęstość okazuje się ujemna i równa minus dwie gęstości. Ten ostatni „minus” daje powszechne odpychanie we Wszechświecie.

Jeżeli siłę Newtonowskiego wzajemnego przyciągania ciał do siebie tworzą ich własne masy, to siłę antygrawitacyjną działającą na ciała tworzą nie same te ciała, lecz ciemna energia, w której wszystkie one – od cząstek elementarnych po największe gromady galaktyk - są zanurzone. Dla Newtona siła przyciągania maleje wraz z odległością jako jej odwrotność kwadratu; a dla Einsteina siła antygrawitacyjna wzrasta wprost proporcjonalnie do odległości. Aby dać wyobrażenie o związku między tymi siłami, powiedzmy, że dwa elektrycznie obojętne atomy wodoru, zanurzone w próżni EG (przy braku innych ciał w pobliżu) w odległości około pół metra od siebie, doświadczają antygrawitacyjną siłę odpychania, która jest równa sile ich wzajemnego przyciągania grawitacyjnego. Na dużych odległościach antygrawitacja jest silniejsza niż grawitacja.

4.8. Kwantowa próżnia? Ale czym nie są makroskopowe, ale mikroskopijne właściwości ciemnej energii? Z czego to się składa? Pod koniec lat sześćdziesiątych, na długo przed odkryciem ciemnej energii, Ya.B. Zeldovich omówił możliwy związek między stałą kosmologiczną a próżnią kwantową cząstek elementarnych i pól fizycznych. Ta fizyczna próżnia również nie jest absolutną pustką; ma własną, niezerową energię. Jego nośnikami są tak zwane oscylacje punktu zerowego pól kwantowych, które zawsze istnieją w przestrzeni, nawet jeśli nie ma w niej żadnych cząstek. Jeśli tę próżnię kwantową rozpatrywać makroskopowo jako rodzaj ośrodka, to należy jej przypisać nie tylko gęstość energii, ale także ciśnienie. W tym przypadku zależność pomiędzy jego ciśnieniem i gęstością powinna być dokładnie taka sama, jak w przypadku próżni EG – tutaj nie ma innej opcji. Czy zatem oba te odkurzacze nie są identyczne?

Byłoby wspaniale, gdyby można było udowodnić, że rzeczywiście tak jest: unifikacja pozornie różnych bytów jest najbardziej owocnym sposobem rozwoju nauki o przyrodzie, co wiadomo od czasów Maxwella, który zjednoczył elektryczność i magnetyzm. Jak dotąd jednak tożsamość próżni kosmicznej i kwantowej nie została udowodniona ani obalona. Nie jest wcale jasne, jak można by tego dokonać we współczesnej standardowej teorii podstawowej. Co więcej, nie przedstawiono jeszcze żadnych propozycji, w jaki sposób można by sprawdzić pomysł Zeldovicha – udowodnić go lub obalić – w eksperymencie fizycznym lub obserwacji astronomicznej.

4.9. Skala elektrosłaba? Może jednak pytanie należy zadać inaczej? Niektóre wstępne rozważania w tym zakresie są obecnie aktywnie omawiane w fizyce teoretycznej. Przykładowo N. Arkani-Hamed i jego współpracownicy sugerują, że gęstość ciemnej energii można wyrazić (i to w bardzo prosty sposób) poprzez charakterystyczną wartość energii oddziaływania elektrosłabego. Ta ostatnia jest bliska 1 erg i tej skali energii często przypisuje się centralną rolę w całej fizyce cząstek i pól. Pamiętajmy jednak, że właśnie taką energię/masę przypisuje się hipotetycznym cząstkom ciemnej materii. Jeśli tak, to cały „ciemny sektor” kosmologii można by określić za pomocą jednej skali energetycznej… Trzeba jednak powiedzieć, że realne rozwiązanie problemu w tym przypadku jest jeszcze bardzo odległe. Mikroskopijna struktura ciemnej energii pozostaje nieuchwytną tajemnicą. Obecnie coraz częściej uznaje się ją za jeden z najpilniejszych problemów wszystkich nauk podstawowych. Fizyka ciemnej energii dotyka być może najgłębszych zjawisk, procesów i powiązań w przyrodzie.

4.10. Zasada antropiczna. Według S. Weinberga problem ciemnej energii polega nie tyle na samym istnieniu tej formy energii (próżnia, jak sądzi, niewątpliwie musi istnieć na świecie), ale na specyficznej wartości jej gęstości. Jeśli jest to naprawdę stała kosmologiczna, to dlaczego ma dokładnie taką samą wartość liczbową, jaką podają obserwacje astronomiczne? Pytanie to uważa za niezwykle trudne i uważa, że ​​w celu znalezienia odpowiedzi warto zwrócić się ku popularnemu w ostatnich latach nurtowi myślowemu, zwanemu „zasadą antropiczną”. (Przymiotnik „antropiczny” nie istniał jeszcze w naszym języku; istniało słowo „antropologiczny” z tym samym greckim rdzeniem, ale zamiast tego w tym przypadku używano krótszego słowa, podobnego do angielskiego „antropiczny”; oraz „humane” lub „człowiek” wyraźnie nie jest tu odpowiednie.)

Co głosi zasada antropiczna? Jedno z pierwszych sformułowań (nie bez ironii) zostało przytoczone już w latach 60. XX wieku, kiedy jeszcze nie istniała sama nazwa zasady antropicznej, przez słynnego moskiewskiego kosmologa z SAI A.L. Zelmanov: obserwowalny Wszechświat jest, jaki jest, ponieważ inne wszechświaty rozwijają się bez obserwatora. Od początku towarzyszył mu ironiczny, jeśli nie silniejszy, stosunek do zasady antropicznej. Ale nawet krytycy są gotowi zgodzić się, że zasada antropiczna ma atrakcyjny zdrowy rozsądek. Solidne argumenty fizyczne i astronomiczne w ramach tego podejścia proponowali w różnych latach B. Carter, I.L. Rosenthal, R. Dicke, J. Barrow, inni fizycy i kosmolodzy. Zwolennicy zasady antropicznej zwracają przede wszystkim uwagę na fakt, że nasz Wszechświat jest dobrze przystosowany do życia. Rzeczywiście, nie jest ani za mały, ani za duży dla osoby. Jest niewątpliwie w dojrzałym wieku: w nim wiele gwiazd zdołało wyewoluować i wyprodukować wystarczającą ilość węgla, który stanowi atomową podstawę życia. Ale jest jeszcze w fazie rozkwitu, jest jasna i ciepła, co nie będzie miało miejsca, powiedzmy, za 30–50 miliardów lat, kiedy zgasną wszystkie istniejące gwiazdy i wyczerpie się materiał do powstawania nowych gwiazd. wyczerpany. Wszechświat przeszedł szereg różnych etapów ewolucji, zaczynając od stanu bardzo gorącej plazmy. W trakcie tej ewolucji materia ochładzała się oraz rosły i rozwijały się w niej słabe odchylenia od jednorodności, które wraz z wiekiem świata wynoszącym 1–3 miliardy lat zamieniły się w obserwowalne ciała i układy kosmiczne. To z kolei dało początek innemu rodzajowi ewolucji, która ostatecznie dała początek życiu organicznemu, a następnie inteligencji zdolnej do badania m.in. jego kosmicznej prehistorii.

Szczególną wagę przywiązuje się do niewątpliwego faktu, że zbiór stałych fizycznych w naszym świecie, a także podstawowe prawa natury nimi rządzące, zdecydowanie sprzyjają powstaniu i rozwojowi życia.

Eksperci rozróżniają słabą zasadę antropiczną i silną zasadę antropiczną. Słaba zasada głosi, że jeśli na świecie jest wiele różnych wszechświatów, to jesteśmy w miejscu, w którym możliwe jest nasze życie. Silna zasada jest surowsza: nasz Wszechświat musi zostać stworzony w taki sposób, aby od samego początku zapewniał możliwość naszego naturalnego istnienia. W drugim przypadku zakłada się, że na świecie może nie być innych wszechświatów, ale wtedy nasz Wszechświat, wygodny do istnienia życia, mógłby zostać „stworzony”, być może nie za pierwszym razem.

Weinberg woli koncepcję, że istnieje wiele wszechświatów (słaba zasada antropiczna), że nieustannie się rodzą i umierają oraz że całość tworzy Multiwers, w którym wszystko zawsze się zmienia, ale który jako całość znajduje się w wiecznym quasi -stan stacjonarny. Wielość wszechświatów to jedna z najbardziej fascynujących idei ostatnich lat, zrodzona na pograniczu fizyki i science fiction. Rzeczywiście, jeśli istnieje wiele, a nawet nieskończenie wiele wszechświatów, to dlaczego nie miałyby być wśród nich takie, które są podobne do naszego? W tym duchu omawia się kwestię natury stałych fizycznych w naszym świecie: „nasz” zbiór stałych, w tym stała kosmologiczna, jest tylko kwestią przypadku; powstał jako jedna szczęśliwa kombinacja z ogromnego zbioru wszystkich możliwych zbiory zmiennych losowych.

Ale jak zawsze w fizyce, wcześniej czy później pojawia się krytyczne pytanie: co należy zaobserwować lub zmierzyć w laboratorium, aby przetestować zasadę antropiczną w którymkolwiek z jej wariantów? Nie ma odpowiedzi i, szczerze mówiąc, nie widać jej. Na tej podstawie wielu uważa, że ​​ten zakres idei wykracza poza ramy fizyki jako nauki eksperymentalnej. Weinberg zgadza się z tym: dobrze jest zawsze trzymać się tych granic; ale wydaje się, że standardowa fizyka, którą znamy, nigdy nie poradzi sobie z problemem ciemnej energii…

Wniosek

Podsumujmy. W ciągu 90 lat swojego istnienia, licząc od pierwszych obserwacji Slifera i prac teoretycznych Einsteina, kosmologia przekształciła się z obszaru abstrakcyjnych i jak się wydawało fantastycznych badań na odległych peryferiach ówczesnej nauki w jeden z centralnych obszarów nauk przyrodniczych XXI wieku. Ma rzetelny fundament obserwacyjny, na który składają się podstawowe fakty o Wszechświecie. Na nim buduje się i rozwija teorię, ściśle powiązaną z całą współczesną fizyką, w tym ogólną teorią względności, fizyką jądrową i fizyką cząstek elementarnych. Kosmologia stawia nowe, ważne pytania, wysuwa wnikliwe pomysły i hipotezy oraz formułuje śmiałe przewidywania, które stanowią czołową pozycję nauki. Daje szeroki, bogaty i spójny obraz świata, który obecnie staje się integralną częścią ogólnej kultury ludzkości. Ale w żywej, złożonej nauce zawsze są otwarte i nierozwiązane problemy, i powinny istnieć - to jest źródło i rezerwa jej dalszego rozwoju.

Literatura

1. Novikov I.D., Sharov A.S. Człowiek, który odkrył eksplozję Wszechświata. M.: Nauka, 1989.

2. Weinberg S. Pierwsze trzy minuty. M.: Atomizdat, 1982.

3. Sazhin M.V. Współczesna kosmologia w popularnym wydaniu. M.: URSS, 2002.

4. Czerepaszczuk A.M., Czernin A.D. Wszechświat, życie, czarne dziury. Fryazino: Vek-2, 2003.

5. Czerepaszczuk A.M., Czernin A.D. Horyzonty Wszechświata. Nowosybirsk: Wydawnictwo SB RAS, 2005.

6. Czernin n.e. Ciemna energia i uniwersalna antygrawitacja // Fizyka Uspekhi. Nauka. 2008. T. 178, nr 3.

7. Tropp E.A., Frenkel V.Ya., Chernin A.D. Aleksander Aleksandrowicz Friedman. Prace i życie. M.: Nauka, 1988.

8. Gorbunow V.S., Rubakov V.A. Wprowadzenie do teorii wczesnego Wszechświata. Gorąca teoria Wielkiego Wybuchu. M.: Wydawnictwo INR RAS, 2007.

9. Zeldovich Ya.B. // Fizyka Uspekhi. Nauka. 1968. T. 209, nr 95.

10. Weinberg S. Życie w wieloświecie. W „Wszechświecie czy wieloświecie?” /wyd. B. Carr., Cambridge: Cambridge Univ. Prasa, 2007. s. 14.

11. Rosenthal I.L. Cząstki elementarne i budowa Wszechświata. M.: Nedra, 1984.

12. Arkani-Hamed N. i in. // Fiz. Obrót silnika. Łotysz. 2000. T. 4434, N 85.