29.1: Епоха Всесвіту

Last updated

Oct 27, 2022
Save as PDF
- 29: Великий вибух
- 29.2: Модель Всесвіту

$\newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} }$

$\newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}}$

$\newcommand{\id}{\mathrm{id}}$

$\newcommand{\Span}{\mathrm{span}}$

$\newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}$

$\newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}$

$\newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}$

$\newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}$

$\newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}$

$\newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}$

$\newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}$

$\newcommand{\Span}{\mathrm{span}}$

$\newcommand{\id}{\mathrm{id}}$

$\newcommand{\Span}{\mathrm{span}}$

$\newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}$

$\newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}$

$\newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}$

$\newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}$

$\newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}$

$\newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}$

$\newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}$

$\newcommand{\Span}{\mathrm{span}}$

Цілі навчання

До кінця цього розділу ви зможете:

Опишіть, як ми оцінюємо вік Всесвіту
Поясніть, як зміни швидкості розширення з часом впливають на оцінки віку Всесвіту
Опишіть докази того, що темна енергія існує і що швидкість розширення в даний час прискорюється
Опишіть деякі незалежні докази віку Всесвіту, які узгоджуються з оцінкою віку, заснованої на швидкості розширення

Щоб дослідити історію Всесвіту, ми підемо тим самим шляхом, яким астрономи йшли історично - починаючи з вивчення сусіднього Всесвіту, а потім промацуючи все більш віддалені об'єкти і озираючись далі назад у часі.

Усвідомлення того, що Всесвіт змінюється з часом, прийшло в 1920-30-х роках, коли стали доступні вимірювання червоних зрушень великого зразка галактик. Озираючись назад, дивно, що вчені були настільки шоковані, виявивши, що Всесвіт розширюється. Насправді наші теорії гравітації вимагають, щоб Всесвіт повинен або розширюватися, або скорочуватися. Щоб показати, що ми маємо на увазі, давайте почнемо з всесвіту кінцевого розміру - скажімо, гігантської кулі з тисячі галактик. Всі ці галактики притягують один одного через свою гравітацію. Якби вони були спочатку нерухомими, то неминуче почали б рухатися ближче один до одного і в кінцевому підсумку стикатися. Вони могли уникнути цього краху тільки в тому випадку, якщо з якихось причин їм довелося віддалятися один від одного на високих швидкостях. Таким же чином, тільки якщо ракета запущена на досить високій швидкості, вона може уникнути падіння назад на Землю.

Проблему того, що відбувається в нескінченному Всесвіті, важче вирішити, але Ейнштейн (та інші) використовував свою теорію загальної відносності (яку ми описали в «Чорних дірах» та «Вигнутому просторі»), щоб показати, що навіть нескінченні всесвіти не можуть бути статичними. Оскільки астрономи в той час ще не знали, що Всесвіт розширюється (а сам Ейнштейн філософськи не бажав приймати всесвіт в русі), він змінив свої рівняння, ввівши довільний новий термін (ми могли б назвати його фактором помадки) під назвою космологічна константа . Ця константа представляла собою гіпотетичну силу відштовхування, яка могла врівноважити гравітаційне тяжіння на найбільших масштабах і дозволити галактикам залишатися на фіксованих відстанях одна від одної. Таким чином, Всесвіт може залишатися нерухомим.

альт — Малюнок $\PageIndex{1}$ Ейнштейна і Хаббла. (а) Альберт Ейнштейн показаний на фотографії 1921 року. (б) Едвін Хаббл на роботі в Mt. Вілсон обсерваторія.

Приблизно через десять років Хаббл і його колеги повідомили, що Всесвіт розширюється, так що не потрібна таємнича сила балансування. (Ми обговорювали це в розділі про Галактики.) Ейнштейн, як повідомляється, сказав, що введення космологічної константи було «найбільшою помилкою мого життя». Однак, як ми побачимо пізніше в цьому розділі, відносно недавні спостереження свідчать про те, що розширення прискорюється. Зараз проводяться спостереження, щоб визначити, чи відповідає це прискорення космологічній константі. У певному сенсі може виявитися, що Ейнштейн все-таки мав рацію.

Перегляньте цю веб-виставку з історії нашого мислення про космологію, із зображеннями та біографіями, від Американського інституту фізики Центру історії фізики.

Час Хаббла

Якби ми мали фільм про розширюється всесвіт і запустили фільм назад, що б ми побачили? Галактики замість того, щоб розсуватися, рухатимуться разом у нашому фільмі - весь час все ближче і ближче. Зрештою, ми виявимо, що вся справа, яку ми можемо побачити сьогодні, колись була зосереджена в нескінченно малому обсязі. Астрономи ототожнюють цей час з початком Всесвіту. Вибух цього зосередженого Всесвіту на початку часу називається Великим вибухом (не поганий термін, оскільки ви не можете мати більшого вибуху, ніж той, який створює весь Всесвіт). Але коли виникла ця чубчик?

Ми можемо зробити обґрунтовану оцінку часу з моменту початку всесвітньої експансії. Щоб побачити, як це роблять астрономи, почнемо з аналогії. Припустимо, ваш клас астрономії вирішує влаштувати вечірку (свого роду «Великий вибух») у когось будинку, щоб відсвяткувати кінець семестру. На жаль, всі святкують з таким великим ентузіазмом, що сусіди викликають поліцію, яка приїжджає і відправляє всіх в той же момент. Ви повертаєтесь додому о 2 годині ночі, все ще дещо засмучені тим, як закінчилася вечірка, і розумієте, що забули подивитися на годинник, щоб побачити, в який час поліція потрапила туди. Але ви використовуєте карту, щоб виміряти, що відстань між стороною та вашим будинком становить 40 кілометрів. А ще ви пам'ятаєте, що всю поїздку ви їхали на постійній швидкості 80 кілометрів/год (так як вас турбували поліцейські машини, що слідують за вами). Тому в поїздку обов'язково повинні були взяти:

$\text{time} = \frac{\text{distance}}{\text{velocity}} = \frac{40 \text{ kilometers}}{80 \text{ kilometers/hour}} = 0.5 \text{ hours} \nonumber$

Тож вечірка, мабуть, розпалася о 1:30 ранку.

Жодна людина не була навколо, щоб подивитися на свої годинники, коли почався Всесвіт, але ми можемо використовувати ту саму техніку, щоб оцінити, коли галактики почали віддалятися один від одного. (Пам'ятайте, що насправді розширюється саме простір, а не галактики, які рухаються через статичний простір.) Якщо ми зможемо виміряти, наскільки далеко розташовані галактики, і наскільки швидко вони рухаються, ми зможемо з'ясувати, скільки часу пройшла поїздка.

Назвемо вік Всесвіту, виміряний таким чином T 0. Давайте спочатку зробимо простий випадок, припустивши, що розширення відбувалося з постійною швидкістю з тих пір, як почалося розширення Всесвіту. У цьому випадку час, який знадобився галактиці, щоб рухатися на відстань, d, подалі від Чумацького Шляху (пам'ятайте, що на початку галактики були всі разом у дуже крихітному обсязі) є (як у нашому прикладі)

$T_0=d/v \nonumber$

де $v$ - швидкість галактики. Якщо ми зможемо виміряти швидкість, з якою галактики віддаляються, а також відстані між ними, ми можемо встановити, як давно почалося розширення.

Проведення таких вимірювань повинно звучати дуже звично. Саме це потрібно було зробити Хабблу і багатьом астрономам після нього, щоб встановити закон Хаббла і константу Хаббла. Ми дізналися в Галактиках, що відстань галактики та її швидкість у всесвіті, що розширюється, пов'язані

$V=H \times d \nonumber$

де $H$ константа Хаббла. Поєднання цих двох виразів дає нам

$T_0= \frac{d}{v} = \frac{d}{(H \times d)} = \frac{1}{H} \nonumber$

Тоді ми бачимо, що робота з обчислення цього часу вже була зроблена для нас, коли астрономи вимірювали константу Хаббла. Вік Всесвіту, оцінений таким чином, виявляється всього лише зворотним постійної Хаббла (тобто 1/ $H$ ). Цю оцінку віку іноді називають часом Хаббла. Для константи Хаббла 20 кілометрів/секунду на мільйон світлових років час Хаббла становить близько 15 мільярдів років. Одиниця, яка використовується астрономами для постійної Хаббла, - кілометри/секунду на мільйон парсеків. У цих одиницях постійна Хаббла дорівнює приблизно 70 кілометрів/секунду на мільйон парсеків, знову ж таки з невизначеністю близько 5%.

Щоб зробити числа легше запам'ятовувати, ми зробили деякі округлення тут. Оцінки константи Хаббла насправді наближаються до 21 або 22 кілометрів/секунду на мільйон світлових років, що зробить вік ближче до 14 мільярдів років. Але існує ще близько 5% невизначеності в константі Хаббла, що означає, що вік Всесвіту, оцінений таким чином, також невизначений приблизно на 5%.

Однак, щоб поставити ці невизначеності в перспективі, ви повинні знати, що 50 років тому невизначеність була фактором 2. Значний прогрес у напрямку закріплення константи Хаббла був досягнутий за останні пару десятиліть.

Роль уповільнення

Час Хаббла є правильним віком для Всесвіту лише в тому випадку, якщо швидкість розширення була постійною протягом усього часу з моменту початку розширення Всесвіту. Продовжуючи нашу аналогію з кінцем семестру, це еквівалентно припущенню, що ви подорожували додому з вечірки з постійною швидкістю, коли насправді це могло бути не так. Спочатку, божевільний від того, щоб їхати, ви, можливо, їхали швидко, але потім, коли ви заспокоїлися - і подумали про поліцейські машини на шосе - ви, можливо, почали сповільнюватися, поки не їхали з більш соціально прийнятною швидкістю (наприклад, 80 кілометрів/год). У цьому випадку, з огляду на, що ви їхали швидше на початку, поїздка додому зайняла б менше півгодини.

Таким же чином, обчислюючи час Хаббла, ми припустили, що H був постійним протягом усього часу. Виявляється, це не дуже гарне припущення. Раніше, думаючи про це, астрономи очікували, що швидкість розширення повинна сповільнюватися. Ми знаємо, що матерія створює гравітацію, за допомогою якої всі об'єкти тягнуть за собою всі інші об'єкти. Очікувалося, що взаємне тяжіння між галактиками сповільнить розширення з плином часу. Це означає, що якщо гравітація була єдиною силою, що діє (велика, якщо, як ми побачимо в наступному розділі), то швидкість розширення повинна була бути швидшою в минулому, ніж сьогодні. У цьому випадку ми б сказали, що Всесвіт сповільнюється з самого початку.

Наскільки він уповільнився, залежить від важливості гравітації в уповільненні розширення. Якби Всесвіт був майже порожнім, роль гравітації була б незначною. Тоді уповільнення було б близьким до нуля, і Всесвіт розширювався б з постійною швидкістю. Але у Всесвіті з будь-якою значною щільністю матерії тяга тяжіння означає, що швидкість розширення зараз повинна бути повільнішою, ніж раніше. Якщо ми використаємо поточну швидкість розширення, щоб оцінити, скільки часу знадобилося галактикам, щоб досягти своїх нинішніх відділень, ми переоцінимо вік Всесвіту - так само, як ми, можливо, переоцінили час, необхідний вам, щоб повернутися додому з партії.

Універсальне прискорення

Астрономи витратили кілька десятиліть на пошуки доказів того, що розширення сповільнюється, але вони не були успішними. Їм потрібно було 1) більші телескопи, щоб вони могли вимірювати червоні зрушення більш віддалених галактик і 2) дуже світиться стандартна лампочка (або стандартна свічка), тобто якийсь астрономічний об'єкт з відомою світністю, який виробляє величезну кількість енергії і може спостерігатися на відстанях мільярда світлових років і більше.

Нагадаємо, що стандартні лампочки ми обговорювали в розділі про Галактики. Якщо порівняти, наскільки світлою стандартна лампочка повинна бути і наскільки тьмяною вона насправді виглядає в наших телескопах, різниця дозволяє нам обчислити її відстань. Червоний зсув галактики, в якій знаходиться така лампочка, може сказати нам, як швидко вона рухається у Всесвіті. Таким чином, ми можемо виміряти його відстань і рух самостійно.

Ці дві вимоги були остаточно виконані в 1990-х роках. Астрономи показали, що наднові типу Ia (див. Смерть зірок), з деякими поправками, заснованими на формах їх кривих світла, є стандартними лампочками. Цей тип наднових виникає, коли білий карлик накопичує достатньо матеріалу від зірки-супутника, щоб перевищити межу Чандрасекхара, а потім руйнується і вибухає. У момент максимальної яскравості ці драматичні наднові можуть ненадовго затьмарити галактики, які їх приймають, а значить, їх можна спостерігати на дуже великих відстанях. Великі 8-10-метрові телескопи можуть бути використані для отримання спектрів, необхідних для вимірювання червоних зрушень галактик-господаря (рис. $\PageIndex{2}$ ).

Результат копіткого, ретельного вивчення цих наднових в діапазоні галактик, проведеного двома групами дослідників, був опублікований в 1998 році. Це було шокуючим - і настільки революційним, що їх відкриття отримало Нобелівську премію 2011 року з фізики. Дослідники виявили, що ці наднові типу Ia у далеких галактиках були слабшими, ніж очікувалося від закону Хаббла, враховуючи виміряні червоні зрушення галактик-хазяїв. Іншими словами, відстані, оцінені від наднових, використовуваних як стандартні цибулини, не погоджувалися з відстанями, виміряними від червоних зрушень.

Якби Всесвіт сповільнювався, ми очікували б, що далекі наднові будуть яскравішими, ніж очікувалося. Уповільнення було б тримати їх ближче до нас. Натомість вони були слабкішими, що спочатку здавалося, не мало сенсу.

Перш ніж прийняти цю шокуючу подію, астрономи спочатку дослідили можливість того, що наднові можуть бути насправді не такими корисними, як стандартні лампочки, як вони думали. Можливо, наднові виявилися занадто слабкими, тому що пил уздовж нашої лінії зору до них поглинав частину їх світла. Або, можливо, наднові на великих відстанях були чомусь по суті менш світлими, ніж прилеглі наднові типу Ia.

Безліч більш детальних спостережень виключив ці можливості. Тоді вченим довелося розглянути альтернативу, що відстань, оцінене від червоногозсуву, було неправильним. Відстані, отримані від червоних зрушень, припускають, що константа Хаббла була справді постійною протягом усього часу. Ми побачили, що одним із способів це може бути не постійним, є те, що розширення сповільнюється. Але припустимо, що жодне припущення не є правильним (стабільна швидкість або уповільнення).

Припустимо, замість цього, що Всесвіт прискорюється. Якщо Всесвіт зараз розширюється швидше, ніж це було мільярди років тому, наш рух від далеких наднових прискорився з моменту вибуху, змітаючи нас далі від них. Світло вибуху повинно пройти більшу відстань, щоб дістатися до нас, ніж якби швидкість розширення була постійною. Чим далі йде світло, тим слабкіше він з'являється. Цей висновок пояснив би спостереження наднових природним чином, і це зараз було обґрунтовано багатьма додатковими спостереженнями за останні пару десятиліть. Справді здається, що розширення Всесвіту прискорюється, поняття настільки несподіване, що астрономи спочатку чинили опір розгляду цього питання.

Як може прискорюватися розширення Всесвіту? Якщо ви хочете прискорити свій автомобіль, ви повинні подавати енергію, наступаючи на газ. Аналогічним чином повинна подаватися енергія для прискорення розширення Всесвіту. Відкриття прискорення було шокуючим, оскільки вчені досі не мають уявлення про те, що таке джерело енергії. Вчені називають все, що це темна енергія, що є явною ознакою того, наскільки мало ми її розуміємо.

Зауважте, що ця нова складова Всесвіту - це не темна матерія, про яку ми говорили в попередніх розділах. Темна енергія - це щось інше, чого ми також ще не виявили в наших лабораторіях на Землі.

Що таке темна енергія? Одна з можливостей полягає в тому, що це космологічна константа, яка є енергією, пов'язаною з вакуумом самого «порожнього» простору. Квантова механіка (інтригуюча теорія того, як поводяться речі на атомному та субатомному рівнях) говорить нам, що джерелом цієї вакуумної енергії можуть бути крихітні елементарні частинки, які мерехтять і виходять з існування скрізь у всьому Всесвіті. Були зроблені різні спроби обчислити, наскільки великими повинні бути ефекти цієї вакуумної енергії, але поки ці спроби не увінчалися успіхом. Насправді порядок теоретичних оцінок енергії вакууму на основі квантової механіки речовини і величини, необхідної для обліку прискорення розширення Всесвіту, відрізняються неймовірним коефіцієнтом не менше 10120 (тобто 1, за яким слідують 120 нулів)! Були запропоновані різні інші теорії, але суть полягає в тому, що, хоча є переконливі докази того, що темна енергія існує, ми ще не знаємо джерела цієї енергії.

Якою б не виявилася темна енергія, слід зазначити, що відкриття того, що швидкість розширення не була постійною з початку Всесвіту, ускладнює розрахунок віку Всесвіту. Цікаво, що прискорення, схоже, не почалося з Великого вибуху. Протягом перших кількох мільярдів років після Великого вибуху, коли галактики були близько один до одного, гравітація була досить сильною, щоб уповільнити розширення. Коли галактики рухалися далі, ефект гравітації слабшав. Через кілька мільярдів років після Великого вибуху темна енергія перейняла, і розширення почало прискорюватися (рис. $\PageIndex{3}$ ).

Уповільнення працює, щоб вік Всесвіту, оцінений простим співвідношенням, $T_0 = 1/H$ здавався старшим, ніж він є насправді, тоді як прискорення працює, щоб він здавався молодшим. За щасливим збігом обставин, наші найкращі оцінки того, скільки відбулося уповільнення та прискорення, призводять до відповіді на вік, дуже близький до $T_0 = 1/H$ . Найкраща поточна оцінка полягає в тому, що Всесвіту 13,8 мільярда років з невизначеністю лише близько 100 мільйонів років.

Протягом цієї глави ми посилалися на постійну Хаббла. Тепер ми знаємо, що константа Хаббла дійсно змінюється з часом. Однак вона постійна всюди у Всесвіті в будь-який момент часу. Коли ми говоримо, що константа Хаббла становить близько 70 кілометрів/секунда/мільйон парсеків, ми маємо на увазі, що це значення постійної Хаббла в поточний час.

Порівняння віків

Тепер у нас є одна оцінка віку Всесвіту від його розширення. Чи відповідає ця оцінка іншим спостереженням? Наприклад, найдавніші зірки чи інші астрономічні об'єкти молодше 13,8 мільярда років? Адже Всесвіт повинен бути принаймні таким же старим, як і найдавніші об'єкти в ній.

У нашій Галактиці та інших найдавніші зірки знаходяться в кулястих скупченнях (рис. $\PageIndex{4}$ ), які можна датувати за допомогою моделей зоряної еволюції, описаних в розділі Зірки від підліткового віку до старості.

Точність вікових оцінок кулястих скупчень помітно покращилася за останні роки з двох причин. По-перше, моделі інтер'єрів кулястих скупчень зірок були вдосконалені, головним чином завдяки кращій інформації про те, як атоми поглинають випромінювання, коли вони пробираються з центру зірки в космос. По-друге, спостереження з супутників підвищили точність наших вимірювань відстаней до цих кластерів. Висновок полягає в тому, що найдавніші зірки утворилися близько 12-13 мільярдів років тому.

Ця вікова оцінка недавно була підтверджена дослідженням спектра урану в зірках. Ізотоп уран-238 радіоактивний і з часом розпадається (перетворюється на інший елемент). (Уран-238 отримує своє позначення, оскільки має 92 протони та 146 нейтронів.) Ми знаємо (з того, як зірки та наднові створюють елементи), скільки урану-238 зазвичай робиться порівняно з іншими елементами. Припустимо, ми виміряємо кількість урану щодо нерадіоактивних елементів в дуже старій зірці і в нашому власному Сонці, і порівняємо достатки. За допомогою цих відомостей ми можемо оцінити, наскільки довше уран розпадається в дуже старій зірці, тому що ми знаємо від нашого власного Сонця, скільки урану розпадається за 4,5 мільярда років.

Лінія урану дуже слабка і важко розгледіти навіть на Сонці, але зараз вона вимірюється в одній надзвичайно старій зірці за допомогою Європейського Дуже Великого Телескопа (рис. $\PageIndex{5}$ ). Порівнюючи велику кількість з тим, що в Сонячній системі, вік якої ми знаємо, астрономи оцінюють зірці 12,5 мільярдів років, з невизначеністю близько 3 мільярдів років. Хоча невизначеність велика, ця робота є важливим підтвердженням віку, оцінених дослідженнями кулястого скупчення зірок. Відзначимо, що оцінка віку урану абсолютно незалежна, вона не залежить ні від вимірювання відстаней, ні від моделей інтер'єрів зірок.

Як ми побачимо пізніше в цьому розділі, кулясті скупчення зірок, ймовірно, не утворилися, поки розширення Всесвіту не тривало принаймні кілька сотень мільйонів років. Відповідно, їх вік відповідає віку 13,8 мільярда років, оцінюється від темпів розширення.

Резюме

Космологія - це вивчення організації та еволюції Всесвіту. Всесвіт розширюється, і це одна з ключових спостережних відправних точок для сучасних космологічних теорій. Сучасні спостереження показують, що швидкість розширення не була постійною протягом усього життя Всесвіту. Спочатку, коли галактики були близько один до одного, ефекти гравітації були сильнішими, ніж вплив темної енергії, і швидкість розширення поступово сповільнювалася. У міру того, як галактики рухалися далі, вплив сили тяжіння на швидкість розширення слабшало. Вимірювання віддалених наднових показують, що коли Всесвіт був приблизно наполовину свого поточного віку, темна енергія почала домінувати над швидкістю розширення і змусила її прискорюватися. Для того, щоб оцінити вік Всесвіту, ми повинні допустити зміни темпів розширення. Дозвіливши ці ефекти, астрономи підрахували, що вся речовина у спостережуваному Всесвіті була зосереджена в надзвичайно малому обсязі 13,8 мільярда років тому, коли ми називаємо Великим вибухом.

Глосарій

Великий вибух: теорія космології, в якій розширення Всесвіту почалося з первісного вибуху (простору, часу, матерії та енергії)

космологічна константа: термін у рівняннях загальної теорії відносності, що представляє силу відштовхування у Всесвіті

космології: вивчення організації та еволюції Всесвіту

темна енергія: енергія, яка викликає розширення Всесвіту для прискорення; її існування випливає із спостережень віддалених наднових