Сколько атомов во вселенной, и как их подсчитали?

Какова масса и объем наблюдаемой Вселенной?

Для нашего наблюдения доступна лишь ограниченная часть Вселенной, которую называют Метагалактикой. Каков же объем видимой Вселенной и масса всего вещества, сосредоточенного в ней?

Расчеты показывают, что ее масса составляет 1050 тонн, или 1053 кг. Это примерно в 100 секстиллион раз больше массы Солнца! Объём Вселенной примерно равен 3,5⋅1080 м3 или 350 квинвиджинтиллионов м3. Надо заметить, что при измерении массы вещества ученые столкнулись с большой проблемой, известной как скрытая масса. Дело в том, что ученые могут оценить массу отдельных объектов, например, звезд. Также они могут рассмотреть взаимодействие звезд друг с другом в рамках единой галактики. Казалось бы, общая масса галактики должна примерно соответствовать массе составляющих ее звезд. Однако анализ вращения галактик показывает, что это не так! Грубо говоря, галактики вращаются не так, как это предсказывается законами механики. Аналогично аномалии обнаружены и в поведении скоплений и сверхскоплений галактик.

Сегодня ученые полагают, что на звезды, планеты, спутники и иные «классические» космические объекты приходится только 0,4% массы Вселенной. Ещё 3,6% – это межгалактический газ.

Аномалии в поведении галактик можно объяснить существованием так называемой темной материи. Это вещество, которое не участвует в электромагнитном взаимодействии, то есть оно не излучает свет. Однако темная материя обладает массой и участвует в гравитационном взаимодействии. Расчеты показывают, что на темную материю приходится 22% массы Вселенной.

Ещё одна проблема космологии заключается в кривизне нашего пространства. Теория относительности устанавливает связь между кривизной Вселенной и ее массой. Наблюдения показывают, что кривизна Вселенной равна или почти равна нулю, то есть мы живем в плоском мире евклидовой геометрии. Однако масса Вселенной даже с учетом темной материи слишком мала для того, чтобы Вселенная была плоская. В результате физикам пришлось ввести дополнительное понятие «темная энергия», на которую приходится 74% массы Вселенной. Честно говоря, даже сами ученые пока не до конца понимают физический смысл этой энергии, но тем не менее им приходится учитывать это понятие в своих теориях.

Список использованных источников
• https://www.vseocosmose.ru/?p=641 • https://vaen.ru/wp-content/themes/TechHub/TechHub/images/stat_img/3/massa.pdf • https://en.wikipedia.org/wiki/Observable_universe

Сколько весит Вселенная и при чем тут новая физика

«Если это действительно намек на несостоятельность стандартной модели, то грядет настоящая революция», — говорит астроном Хендрик Хильдебрандт из Рурского университета в Бохуме (Германия).

Опасения относительно правильности стандартной модели вызывают два независимых расчетов так называемой постоянной Хаббла, или скорости, с которой Вселенная расширяется. Измерения просто не совпадают, создавая так называемое напряжение Хаббла.

Новое несоответствие, называемое напряжением сигма-восьмерки, включает измерение плотности вещества во вселенной и его концентраций (скоплений), а не равномерного распределения. Результат выводится в некий параметр, называемый сигма-восемь. Чтобы его вычислить, Хильдебрандт с коллегами обратился к эффекту, называемому слабым гравитационным линзированием, при котором свет от далеких галактик слегка отклоняется из-за гравитационного притяжения вещества, находящегося между галактиками и Землей.

Искажение настолько мало, что едва способно изменить форму отдельной галактики. Но если вы возьмете формы десятков тысяч галактик на одном клочке неба, то появится эфект слабой линзы. Средняя форма должна быть почти круглой, но благодаря легким искажениям она отклоняется к эллиптической.

Наука

5 самых горячих мест во Вселенной

Астрономы использовали такой эффект, чтобы оценить количество материи и ее распределение вдоль линий обзора. Проще говоря, исследователям удалось измерить плотность космического вещества.

Для этого потребовался еще один параметр — расстояние до каждой наблюдаемой галактики. Как правило, астрономы вычисляют его, находя спектральное красное смещение — величину, на которую свет галактики смещается в сторону более длинных волн красной стороны спектра. Все просто: чем больше красное смещение, тем дальше объект.

Но измерение отдельных спектральных смещений неэффективно при работе с миллионами галактик. Поэтому команда Хильдебрандта обратилась к так называемому фотометрическому красному смещению, при котором получают несколько изображений одного и того же участка неба на разных длинах волн, охватывающих оптический и ближний инфракрасный диапазоны.

Также ученые использовали изображения высокого разрешения сотен квадратных градусов неба (для сравнения, полная луна имеет ширину около половины градуса) в девяти диапазонах длин волн (четырех оптических и пяти ближних инфракрасных). Таким образом наблюдения включают в себя около 15 миллионов галактик.

Астрофизик и нобелевский лауреат Адам Рисс из Университета Джона Хопкинса одобрил такой подход: «Их последние результаты поучены с помощью инфракрасных данных, которые, вероятно, лучше отслеживают массу линз и дают точные фотометрические красные смещения».

Теперь мы подошли к самому интересному. Используя полученные данные, астрономы оценили сигма-восьмерку. Значение, которое они получили, вступает в серьезное противоречие с сигмой-восьмеркой, рассчитанной с помощью наблюдений космического микроволнового фона (CMB) спутника «Планка» Европейского космического агентства — самого раннего наблюдаемого света во Вселенной, который появился приблизительно через 380 000 лет после Большого взрыва.

Согласно стандартной модели космологии, космос состоит из примерно 5 процентов обычной материи и 27 процентов темной материи, а также из 68 процентов темной энергии.

Но, согласно исследованию Хильдебрандта, сигма-восьмерка составляет около 0,74, тогда как данные Планка дают значение около 0,81. «Вероятность того, что это является статистическим отклонением, составляет около 1 процента», — говорит Хильдебрандт. Также возможна систематическая ошибка, скрывающаяся в тех или иных расчетах. Но расхождение в настоящее время считается статистически значимым.

Если разница оценки сигма-восьмерки (массы вселенной) увеличится до того же уровня, что и напряжение Хаббла (разница оценок размеров Вселенной, которая имеет значительные разночтения), переоценка стандартной модели космологии станет неизбежной.

Проще говоря, космологам понадобится новая физика, чтобы привести оценки «Планка» в соответствие с прямыми измерениями параметров Вселенной.

Исправления «новой физики» могут привести к изменению оценки количества и характера темной энергии или темной материи (или того и другого), а также к изменениям представлений об их взаимодействии и друг с другом, и с нормальной материей.

Массы объектов во Вселенной

Для того, чтобы понять, каковы массовые масштабы Вселенной, необходимо рассмотреть объекты Вселенной и измерить их массы. К объектам Вселенной относят космические объекты — звёзды, галактики и т.д.

Метагалактикой называется доступная наблюдениям часть Вселенной. Но наблюдать можно по-разному: невооруженным глазом, в бинокль, в 6-метровый телескоп. И каждый раз нашим наблюдениям будет доступна разная часть Вселенной. Современная космология, основанная на теории относительности Эйнштейна, определяет возраст Вселенной в 15-20 млрд лет. Никаких галактик, квазаров до этого не существовало. Все они возникли позже. Предположим, что на расстоянии 20 млрд световых лет находится галактика Икс, которая образовалась, скажем, 12 млрд лет тому назад. Первые лучи, извещающие о рождении этой галактики, еще в пути, они находятся на расстоянии (20 — 12) = 8 млрд световых лет от нас и достигнут нас лишь через 8 млрд лет. Поэтому многие галактики нам не видны, но мы можем вычислить их местонахождение, плотность и массу. Приближенно определяя размеры и среднюю плотность вещества в Метагалактике мы можем оценить полную массу вещества, содержащегося внутри объема, ограниченного космологическим горизонтом, — массу Метагалактики. Получается величина порядка 1053кг. Зная расстояния до нескольких тысяч галактик, можно построить пространственную модель.

В построенной модели четко проступала пространственная структура распределения галактик. Оказалось, что галактики образуют ячейки типа пчелиных сот. Вдоль стенок этих ячеек расположены галактики, а внутри – пустоты. Галактики расположены на небе и равномерно, и неравномерно. Если говорить о масштабе в несколько квадратных градусов, то распределение галактик на небе оказывается на удивление равномерным. Необходимо еще раз подчеркнуть, что в очень большом масштабе (больше масштаба ячеек) распределение вещества оказывается совершенно равномерным. То есть если взять в разных местах Вселенной два гигантских куба с ребрами в 100 млн световых лет и количество содержащегося в каждом из них вещества, то результат будет одинаковым, в каких бы местах Метагалактики мы ни помещали эти кубы. Разделив полную массу на объем куба, мы получим среднюю плотность вещества во Вселенной: p= 3 х 10-27 – 10-26 кг/м3.

Скопления галактик имеют почти сферическую форму; в них насчитывают сотни и тысячи галактик. Ближайшее к нам крупное скопление галактик находится в созвездии Девы (Virgo), в него входят 3000 галактик. Характерные размеры скоплений галактик от 1 до 3 Мпк. Более аморфную форму имеют облака

галактик. Известны также малочисленные
группы галактик.
Примером может служить так называемая Местная Группа галактик. В нее входят две большие спиральные галактики: наша Галактика и Туманность Андромеды, а также ряд галактик меньших размеров. Кроме того, каждая гласная спиральная галактика имеет по нескольку галактик-спутников. У Туманности Андромеды имеется пять больших и пять маленьких спутников. У нашей Галактики крупнейшими спутниками являются Большое и Малое Магеллановы Облака. Кроме того, у нее целая «свита» карликовых галактик (по крайней мере 14 штук). Всего в Мерной Группе галактик насчитывается 38 галактик. На расстоянии 3 Мпк от нас в созвездии Гончих Псов находится другая группа из 34 галактик. Всего сейчас известно несколько десятков подобных групп галактик. Типичные размеры — от 0,1 до 1 Мпк.

Галактики — эти гигантские звездные острова — разнообразны по форме и размерам. Свечение галактик обусловлено свечением звезд — многих миллиардов звезд, входящих в их состав. Еще в галактиках есть газ (главным образом водород и гелий) и пыль. Количество газа и пыли в галактиках обычно невелико. Масса газа и пыли, как правило, составляет несколько процентов от суммарной массы звезд. Суммарная масса звезд, газа и пыли в свою очередь составляет 1/10 от полной массы галактик; 9/10 вещества галактик находится в скрытой, невидимой форме. Загадочная «скрытая масса» содержится в гигантских гало (оболочках) галактик в виде слабо светящегося газа, в форме многочисленных потухших или так никогда и не загоревшихся звезд (коричневых карликов) и темных планет. Существуют методы определения масс галактик. С их помощью установлено, что массы большинства галактик изменяются в пределах от 109 до 10I2М°, где M ° —

масса Солнца.

Полная масса нашей Галактики (с учетом скрытой массы), по-видимому, приближается к верхнему из указанных пределов. Размеры галактик (их видимой части) обычно варьируются в пределах от 1 до 100 килопарсек. Большинство галактик выглядят как гигантские спирали, среди них Туманность Андромеды, Туманность Треугольника и наша Галактика (разумеется, последнюю, в отличие от других галактик, никто не видел со стороны). Примерно четверть всех известных галактик имеют круглую или эллиптическую форму. Третий тип галактик — галактики, имеющие неправильную асимметричную форму. Они так и называются — неправильные (irregular) галактики. У многих галактик в центральной части имеется яркое плотное ядро. Ядра галактик состоят в основном из звезд (как и ядро нашей Галактики), но в некоторых ядрах, в самом их центре, происходит колоссальное выделение энергии, которое нельзя объяснить излучением или взрывами обычных звезд. Такие галактики получили название галактик с активными ядрами.

В 1963 г. были обнаружены объекты, подобные активным ядрам галактик. Это квазизвездные (т.е. похожие на звезды) объекты — квазары. Квазары — самые удаленные объекты, наблюдаемые во Вселенной. Некоторые из них находятся на таких расстояниях, на которых обычные галактики уже нельзя обнаружить. Самый далекий из известных квазаров находится на расстоянии 14 млрд световых лет. По-видимому, квазары — это ядра далеких галактик, находящиеся в состоянии очень высокой активности. Сейчас нам известно около 4 тыс. квазаров. Массы квазаров оцениваются в 106 M °

.

Скопления звезд бывают двух типов: шаровые и рассеянные. В нашей Галактике около 500 шаровых скоплений и примерно 20 тыс. рассеянных. Шаровые скопления — самые старые образования в Галактике, своего рода реликты ранней Галактики. Типичный возраст шарового скопления — 15 млрд лет. Шаровые скопления — это массивные объекты правильной сферической формы, содержащие сотни тысяч или даже миллионы звезд. Их массы варьируются в широких пределах от 103 до 107M °.

Размеры шаровых скоплений — около 100 пк. Рассеянные звездные скопления можно найти в любой части неба, но больше всего их вблизи Млечного Пути. Они содержат десятки, сотни, а наиболее крупные — тысячи звезд. Среди рассеянных скоплений встречаются как сравнительно старые, с возрастом несколько миллиардов лет, так и очень молодые. Пример сравнительно молодого скопления — Плеяды: его возраст оценивается в 60 млн лет. Невооруженному глазу доступны 6-7 звезд. В действительности в этом скоплении насчитывается несколько сотен звезд. В настоящее время надежно установлено, что в природе реализуется второй вариант. Звезды рождаются не поодиночке, а группами из массивных газопылевых облаков.

Звезда — основная структурная единица мегамира. Структуры большего масштаба, рассмотренные выше, состоят из звезд. Видимое излучение, приходящее от звездных скоплений, галактик и их скоплений, — это суммарное излучение звезд. Звезды — природные термоядерные реакторы, в которых происходит химическая эволюция вещества, переработка его на ядерном уровне. Астрономам известно много различных типов звезд. Одна и та же звезда в зависимости от массы и возраста проходит различные эволюционные фазы, переходит из одного типа в другой. Все звезды можно разделить на две большие категории: обыкновенные звезды (иногда говорят, «нормальные звезды») и компактные звезды. К последнему классу относятся белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры, т.е. все конечные продукты звездной эволюции. Размеры нормальных звезд варьируются от размеров Солнца (или немного меньших) до огромных размеров звезд-сверхгигантов, т.е. от 108 м до 1011 м. Размеры компактных звезд изменяются от нескольких километров (черные дыры, нейтронные звезды) до нескольких тысяч километров (белые карлики).

Массы звезд варьируются в сравнительно узком интервале — от 0,01 до 60 M °.

Как правило, вместе со звездами фигурируют планетные системы. Обычно, когда мы говорим о планетной системе, мы подразумеваем нашу Солнечную систему. В то же время есть весомые косвенные свидетельства в пользу существования других планетных систем. В некоторых случаях можно оценить массы планет, входящих в эти системы. Известны объекты, представляющие собой планетные системы в стадии формирования — протозвезда с протопланетным диском. И все же в настоящее время определенно известна только одна планетная система — наша Солнечная система. Ее размер можно определить как диаметр орбиты Плутона: 40 а.е., или 1013 м. Планеты, кометы, астероиды и малые планеты условно названы космическими телами. Максимальный размер определяется размерами планет-гигантов (Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун) с кольцами, а минимальный — размерами малых планет и кометных ядер (-10 км).

В основе методов определения масс космических объектов лежит теория гравитации и ее следствия. Чаще всего используется третий закон Кеплера в той обобщенной форме, которую придал ему Ньютон. В данном случае речь идет о свойствах относительного движения двух тел с массами М

и
т.
Если масса одного тела
(М)
много больше массы другого тела
(т),
то можно считать, что большое тело неподвижно, а малое тело движется вокруг него по эллиптической орбите. В качестве примера можно привести Землю и Луну, Солнце и Землю, Юпитер и его спутник (скажем, Ио), Солнце и Юпитер. В названных парах небесных тел масса первого тела много больше массы второго (например, масса Солнца в 1000 раз больше массы Юпитера). Размеры тел, составляющих пары, столь малы по сравнению с расстоянием между ними (даже радиус Солнца в 1000 раз меньше расстояния Солнце—Юпитер), что их можно рассматривать как материальные точки.

В ряде случаев картина движения тел не похожа на схему с двумя материальными точками. Например, космическая станция «Мир» обращается вокруг Земли на высоте 330 км, что составляет лишь 1/20 часть радиуса Земли. Однако и в этом случае космическая станция «чувствует» на себе притяжение Земли так, как будто вся масса Земли сосредоточена в ее центре на расстоянии 6700 км от станции. В примере с космической станцией получается, что и станция, и космонавт в ней, и карандаш космонавта (всё тела разной массы) движутся совершенно независимо по одной и той же орбите, характеристики которой определяются только массой Земли. Эта независимость приводит к явлению невесомости. Для всех спутников Земли отношение а3/Т2-

величина постоянная. Период
Т
обращения космической станции «Мир» вокруг Земли равен 84 мин. Чем дальше спутник от Земли, тем больше период. На высоте 36000 км от поверхности Земли период обращения спутника равен периоду вращения самой Земли.

Орбита с такими характеристиками называется геостационарной. Если наблюдать за таким спутником с вращающейся Земли, то впечатление такое, что спутник неподвижно висит над одной и той же точкой Земли. Есть метод определения массы центрального тела: находим размер орбиты спутника, период его обращения вокруг центрального тела и вычисляем искомую массу. С помощью этого метода по движению Юпитера можно найти массу Солнца. Этим же способом были найдены массы планет, имеющих естественные спутники (по движению этих спутников): Марса, Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна. Меркурий и Венера не имеют естественных спутников. Их массы были измерены с высокой точностью только после появления около них рукотворных (искусственных) спутников. Описанным методом можно определять также массы гигантских космических структур — шаровых скоплений и галактик. Подобно станции на околоземной орбите, звезда на краю скопления «чувствует» всю массу скопления так, как будто она (масса) сосредоточена в центре скопления. Если найти размер орбиты этой звезды и период ее обращения вокруг центра скопления, то по формуле (2.10) можно вычислить массу всего скопления. Размер орбиты найти нетрудно, если известно расстояние до скопления.

Масса звезды — самая важная характеристика звезды, от которой зависят ее свечение, строение, время жизни и вообще вся эволюция. Можно определить массы двух звезд, образующих гравитационно связанную пару — двойную звезду. Массы звезд, составляющих пару, не сильно различаются, поэтому нельзя считать (как это мы делали в случае планеты, обращающейся вокруг Солнца), что звезда меньшей массы обращается вокруг звезды большей массы. В действительности обе звезды обращаются по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс (центра тяжести) системы.

Теория тяготения позволяет вывести ряд свойств абсолютных орбит. Одно из них: тела движутся по орбитам так, что их центры (А и В) и центр масс (точка С) всегда находятся на прямой линии. Другое свойство — хорошо известное из школьной физики правило рычага: отношение длин АС и ВС (плечи рычага) обратно пропорционально массам звезд М1

и
М 2..
В данном случае следует опереться на третий закон Кеплера. Звезды движутся вокруг центра масс системы. При «удачной» ориентации плоскости орбиты первая звезда часть времени движется к нам, а вторая в это же время движется от нас.

Тогда в соответствии с принципом Доплера смещение линий в спектре первой звезды происходит в фиолетовую сторону, а второй — в красную. Через полпериода ситуация меняется на обратную. В спектре, на том месте, где должна быть одна линия, Наблюдается пара линий, го сходящихся, то расходящихся. Звезда меньшей массы движется по орбите быстрее, скорость ее больше, а значит и величина доплеровского смещения у нее больше. Для звезды большей массы все наоборот. Отношение величин доплеровских смещений в спектрах двух звезд равно отношению лучевых скоростей и обратно пропорционально отношению масс звезд. Суммарное смещение пропорционально сумме масс. «Удачная» (с точки зрения возможности определения массы) ориентация спектрально-двойной системы — такая, при которой плоскость орбиты совпадает с лучом зрения. Идеальный случай, когда наблюдаются затмения: одна звезда затмевает другую. Это проявляется и регулярном (периодическом) изменении блеска двойной звезды. По характеру изменения блеска в такой затменной системе астрономы умеют определять ряд важных характеристик звезд — компонентов системы: массы, размеры, среднюю плотность. Теория затмений, позволяющая это делать, проста и тщательно разработана.

Совокупность данных о массах компонентов более ста двойных звезд {в том числе спектрально-двойных и затменных) позволила обнаружить важную статистическую зависимость между их массами и светимостями. Таким образом, определение масс звезд разбивается на три этапа. На первом этапе определяют массы звезд, входящих состав двойных звездных систем. На втором — по известным массам и светимостям этих звезд строят диаграмму «масса светимость». И, наконец, на третьем этапе с помощью этой диаграммы определяют массу любой звезды, для которой известна светимость. Можно сказать, что наибольшее количество звезд имеют массу от 0,ЗМ° до 3М°.

Средняя масса звезд в окрестностях Солнца составляет примерно
0,5
М°
.
Так что масса нашего светила — Солнца — очень типична в Галактике. А вообще массы звезд находятся в пределах от 0,03 М° до 60 М° (ни меньше, ни больше).

Также ученые, измеряя плотность вещества, определяют массы галактик. Понятно, что, измеряя массы различных космических объектов, можно приблизительно вычислить массовые масштабы Вселенной.


Природа массы

Измерение массы через вес

тела — действие силы тяжести на измеряемый объект вызывает деформацию пружины.

Измерение гравитационной массы

— действие силы тяжести на измеряемый объект уравновешено действием силы тяжести на противовес.

Килограмм является единицей массы, величины, которая соотносится с общим представлением людей о том, насколько тяжела та или иная вещь. В терминах физики, масса характеризует два различных свойства тела: гравитационное взаимодействие с другими телами и инертность. Первое свойство выражается законом всемирного тяготения: гравитационное притяжение прямо пропорционально произведению масс. Инертность находит отражение в первом (скорость объектов остаётся неизменной до тех пор, пока на них не воздействует внешняя сила) и втором законе Ньютона: a

=
F/m
; то есть объект массой
m
в 1 кг получит ускорение
a
в 1 метр в секунду за секунду (около одной десятой ускорения свободного падения, вызванного притяжением Земли)[К 2], когда на этот объект действует сила (или равнодействующая всех сил) в 1 ньютон. По современным представлениям, гравитационная и инертная массы эквивалентны.

В то время как вес тела зависит от местной силы гравитации, масса всегда постоянна[К 3]. Соответственно, для космонавтов в состоянии невесомости не требуется никаких усилий, чтобы удерживать какой-либо предмет над полом. Однако поскольку объекты в состоянии невесомости сохраняют свою массу и инерцию, космонавт должен приложить усилие для того, чтобы придать ускорение объекту; это усилие тем больше, чем больше масса объекта.

Поскольку вес пропорционален массе, масса объекта обычно измеряется путём сравнения его веса с весом тела стандартной массы с помощью прибора, который называется «весы». Отношение гравитационных сил, действующих на объекты, измеренное весами, равно отношению их масс.

Расширяясь в объеме, Вселенная теряет в массе

В ночь на воскресенье, 25 декабря, в Принстоне, штат Нью-Джерси (США), на 88 году жизни тихо ушла из жизни знаменитый астроном Вера Рубин. А знаменита она была тем, что именной ей удалось доказать существование так называемой темной материи во Вселенной. В частности, она выявила расхождения между предсказанным угловым вращением галактик и наблюдаемым движением. По ее мнению, это могло объясняться только одним — влиянием темной материи.

Темная материая — это один из фундаментальных концептов современной космологии…

«По современным космологическим представлениям, физическая материя во Вселенной составляет всего около 4%, – пояснял руководитель Долгопрудненской научной станции Физического института РАН Юрий Стожков. – 22% приходится на темную материю. Никаких признаков темной материи мы пока не имеем. А остальные 74% – это темная энергия» (см. «НГ-науку» от 28.01.09).

С тех пор с помощью космического телескопа «Планк» удалось несколько уточнить эти данные: доля темной материи во Вселенной составляет 26,8%, остальное приходится на «обычную» материю (4,9%) и темную энергию (68,3%). Ищут же темную материю по соотношению потоков протонов и антипротонов. Сколько в нашей Галактике рождается антипротонов – известно. И если вдруг появятся дополнительные их источники (экзотические каналы – как называют их физики), это сразу почувствуют приборы.

Но природа (качественный и количественный состав) темной материи до сих пор остается неизвестной. Однако, похоже, именно ее свойства помогут ученым решить проблему, возникшую перед ними после анализа результатов наблюдений космического телескопа «Планк». Этот аппарат с высокой точностью измерял флуктуации температуры реликтового микроволнового фона Вселенной – «эха» Большого взрыва. Измеряя эти флуктуации, ученые смогли вычислить ключевые космологические параметры Вселенной в эпоху рекомбинации – примерно через 300 тыс. лет после Большого взрыва. Мгновение ока по космическим масштабам!

И вот – новые результаты исследований в этой чрезвычайно интригующей области космологии.

Доля нестабильных частиц в составе темной материи во времена сразу после Большого взрыва не превышала 2–5%. По крайней мере об этом говорят результаты исследований команды ученых из Московского физико-технического института, Института ядерных исследований РАН и Новосибирского государственного университета. Их работа опубликована в журнале Physical Review D.

«Расхождение космологических параметров в современной Вселенной и во Вселенной вскоре после Большого взрыва можно объяснить тем, что доля темной материи уменьшилась.

Мы впервые смогли рассчитать, на сколько темной материи стало меньше и насколько велика была нестабильная компонента», – говорит соавтор исследования академик Игорь Ткачев, заведующий отделом экспериментальной физики ИЯИ РАН и преподаватель кафедры фундаментальных взаимодействий и космологии МФТИ.

Тут необходима короткая историческая справка. Астрономы впервые заподозрили, что во Вселенной присутствует значительная доля «скрытой массы» еще в 1930-х годах ХХ века, когда Фриц Цвикки обнаружил «странности» в скоплении галактик в созвездии Волосы Вероники – галактики двигались так, как будто бы на них действует гравитация от некоего невидимого источника. Эту скрытую массу, которая не проявляет себя никак, кроме гравитационного воздействия, назвали темной материей.

Действительно, во Вселенной суммарная плотность всех типов нейтрино – около 350 частиц в 1 куб. см. Плотность нейтрино заметно меньше, чем 10% полной плотности вещества во Вселенной. Значит, оставшиеся 90% вещества во Вселенной не нейтрино. Что же это такое? Плотность других известных частиц, протонов и нейтронов, во Вселенной тоже небольшая – меньше 5%.

«Итак, более 85% вещества во Вселенной составляют неизвестные нам сегодня частицы, – подчеркивал академик Анатолий Рубаков. – Похоже, что есть обычные частицы, известные и не известные еще нам, и есть заметная часть, примерно 70%, энергии в совершенно другой форме. В форме, если можно так сказать, вакуумоподобной: однородная и разлитая по всей Вселенной энергия. Если бы вакуум имел небольшую, но конечную плотность энергии, то как раз она бы подходила для того, чтобы описать динамику Вселенной… Похоже, что в последние две трети жизни Вселенной в ней доминирует вот такая вакуумоподобная энергия» (см. «НГ-наука» от 27.04.05).

«Однако выяснилось, что некоторые из этих космологических параметров Вселенной в эпоху рекомбинации, а именно параметр Хаббла, описывающий скорость расширения Вселенной, а также параметр, связанный с количеством галактик в скоплениях, значительно расходятся с данными, которые мы получаем из наблюдений за современной Вселенной, например, непосредственно измеряя скорость разлета галактик и исследуя скопления, – говорит академик Ткачев. – Это расхождение оказалось значительно больше погрешностей и известных нам систематических ошибок. Поэтому либо мы имеем дело с некоей неизвестной нам ошибкой, либо состав древней Вселенной существенно отличался от современного».

Объяснить расхождение позволяет гипотеза распадающейся темной материи, согласно которой в ранней Вселенной темной материи было больше, затем часть ее распалась. Эта модель получила обозначение DDM (от Decaying Dark Matter).

Авторы исследования, Игорь Ткачев, Дмитрий Горбунов и Антон Чудайкин из ИЯИ РАН, МФТИ и НГУ проанализировали данные «Планка» и сопоставили их с моделью DDM и общепринятой моделью (Lambda-Cold Dark Matter) со стабильной темной материей. Сравнение показало, что DDM больше соответствует данным наблюдений. Однако ученые обнаружили, что эффект искривления гравитационным полем реликтового излучения, сильно ограничивает долю распадающейся темной материи в модели DDM.

Использование данных наблюдений обсерватории различных космологических эффектов дало оценку относительной концентрации распадающейся компоненты темной материи в пределах от 2 до 5%.

«Это означает, что в сегодняшней Вселенной на 5% меньше темной материи, чем было в эпоху рекомбинации. Мы сейчас не можем сказать, как быстро распалась эта нестабильная часть, возможно, что темная материя продолжает распадаться и сейчас, хотя это уже другая значительно более сложная модель», – поясняет Игорь Ткачев.

«Представим, что темная материя состоит из нескольких компонент, как и обычная (протоны, электроны, нейтроны, нейтрино, фотоны). И одна компонента состоит из нестабильных частиц, чье время жизни довольно большое: в эпоху образования водорода (сотни тысяч лет после Большого взрыва) они еще есть во Вселенной, а к современному моменту (миллиарды лет) они уже исчезли, распавшись в нейтрино или гипотетические релятивистские частицы. Тогда количество темной материи в эпоху образования водорода и сегодня будет разным», – говорит ведущий автор исследования, профессор Дмитрий Горбунов.

Исследование, проведенное группой российских физиков, позволило создать очень красивую модель с темной материей. Однако, можно заметить, что это не единственный и тем более не окончательный вариант космологической эволюции.

Как бы там ни было, но, похоже, ученым сегодня становится все яснее, что происходило со Вселенной в первые мгновения после Большого взрыва, около 14 млрд лет назад. Что было со Вселенной потом – более или менее понятно: после Большого взрыва она начала экспоненциально расширяться (так называемая инфляционная стадия). За время около 10–30 секунд Вселенная раздулась до наблюдаемых сегодня размеров. А потом начала разлетаться в соответствии со стандартной «горячей» моделью. Спустя полмиллиона лет, расширяющееся огненное облако оставило циклопическое количество нейтрального газа, в основном водорода и немного гелия. Следующий этап – холодный газ стал собираться в галактики, возникли звезды, в космосе появился свет…

Потом началась химическая эволюция вещества, следом – биологическая, появилась жизнь во Вселенной и, наконец, – человек, Homo sapience, на одной из заурядных планеток на самом краю рядовой галактики. И вот он теперь все активнее пытается понять, как была устроена его космическая колыбель.