Космос - «мир, вселенная и мироздание» (др. греческий), первоначальное значение - «порядок, гармония, красота».
Впервые термин Космос для обозначения Вселенной был применён Пифагором...








Интересные сайты:




Педро Феррейра Идеальная теория. Битва за общую теорию относительности

Глава XI Тёмная Вселенная

Аналогичное явление в 30-х годах наблюдал Фриц Цвикки, но на его наблюдения почти сорок лет никто не обращал внимания. Цвикки подсчитал галактики в скоплении Волосы Вероники и оценил общую массу наблюдаемых объектов. Измеренная скорость движения галактик внутри скопления оказалась слишком большой. Как он писал в статье, опубликованной в Швейцарии в 1937 году: «Плотность светящейся материи в скоплении Волосы Вероники должна быть мизерной по сравнению с плотностью какого-то вида темной материи».

У Джима Пиблса с галактиками возникли собственные проблемы. Со своим молодым коллегой из Принстона Джерри Острайкером он решил построить для сформировавшихся галактик простые компьютерные модели, представив их в виде набора частиц, притягивающихся друг к другу через гравитационное взаимодействие и вращающихся по спирали. Как только к модели добавлялось вращение, галактики распадались. В центре формировалась капля, которая растягивалась и разрывала галактику на части. Острайкер и Пиблс пытались стабилизировать модель, погрузив вращающиеся частицы в шар скрытой массы.

Этот шар — они называли его гало — помогал силе тяжести удерживать галактику от разбегания. Гало должно было быть темным (то есть невидимым), а значит, недоступным для обнаружения при помощи телескопов. Как ни парадоксально, но модель показала, что темной материи должно быть намного больше, чем видимых нами в звездах атомов. В конце 1970-х Сандра Фабер, работающая в Санта-Крузе, штат Калифорния, вместе с Джеем Галлахером из Иллинойса написали обзор странных открытий, которые астрономы сделали путем наблюдений, а Пиблс и его коллеги — путем компьютерного моделирования. Они заключили, что «открытие темной материи выдержит испытание временем как один из основных итогов современной астрономии».

В 1982 году Пиблс начал строить новую модель Вселенной, решив включить в нее атомы и темную материю. Собственно, он предположил, что почти вся Вселенная была получена из этой таинственной формы материи, состоящей из тяжелых частиц, которые мы не в состоянии увидеть, так как они не взаимодействуют со светом. Простая модель холодной темной материи, предложенная Пиблсом, позволила ему предсказать, как будет выглядеть распределение галактик и насколько большими должны быть возмущения реликтового излучения. Данный подход мог оказаться знаковым для развития космологии, но как вспоминает Пиблс: «Я не воспринимал его всерьез. Я записал решение просто потому, что оно оказалось простым и совпадало с данными наблюдений».

Хотя Пиблс не касался недавно предложенной концепции инфляции, его новая модель была полностью в духе времени. В ней нашли свое воплощение массивные частицы, появившиеся в результате попыток фундаментальной физики соединить внутренний и внешний космос. Модель холодной темной материи (Cold Dark Matter, CDM) приняло множество астрономов и физиков, занимавшихся выяснением подробностей формирования галактик. Марк Дэвис из Беркли объединился с двумя британскими астрономами, Джорджем Эфстатиу и Симоном Уайтом, а также с мексиканским астрономом, Карлосом Фрэнком, для создания компьютерной модели формирования отдельных галактик и галактических скоплений в виртуальных вселенных. В своих построениях «банда четырех», как их позднее прозвали, отслеживала взаимодействие сотен тысяч частиц, соединяющихся друг с другом и формирующих крупномасштабную структуру Вселенной.

Несмотря на популярность и общепризнанность модели CDM, слишком многое в ней выглядело некорректно. В модели Пиблса возраст Вселенной составлял всего 7 миллиардов лет. Астрономы обнаружили в галактиках плотные участки звезд, известные как шаровые скопления. Эти яркие конгломераты света были наполнены старыми звездами, сформировавшимися на ранних этапах развития Вселенной, когда она была наполнена преимущественно водородом и гелием. Возраст шаровых скоплений насчитывал по меньшей мере 10 миллиардов лет. И это еще не все. Если постулировать, что Вселенная в основном состоит из темной материи, ее пропорция по отношению к атомам составит примерно 25 :1. При этом, несмотря на все свои старания, астрономы не смогли обнаружить следы этой темной материи.

По скорости вращения галактик или по температуре наблюдаемых скоплений можно оценить силу гравитации (чем горячее галактика, тем выше должно быть гравитационное притяжение) и количество темной материи, необходимой для создания притяжения такой силы. И по расчетам, соотношение темной материи к атомам выходило равным примерно 6:1. Конечно, методы оценки веса темной материи были примитивными и ненадежными, но разница оказалась слишком большой, чтобы ее можно было объяснить погрешностью вычислений.

Практически сразу после создания модели CDM Пиблз от нее отказался и принялся за поиск альтернатив. «В восьмидесятые и в начале девяностых было много разных идей», — вспоминает он. Не лучше шли дела и у «банды четырех». Они создавали компьютерные модели виртуальных вселенных и сравнивали их с реальной Вселенной, ища сходство. Но сходства не было. Прежде всего, в большом масштабе реальная Вселенная имела более структурированный и сложный вид. В модели CDM галактики на малых масштабах сгруппированы плотнее, а при попытке отодвинуться и увидеть большой фрагмент общей картины сглаживание происходило намного быстрее, чем в реальности.

Некоторая подгонка результатов позволяла решить часть проблем виртуальной Вселенной, но правда состояла в том, что простая модель Пиблса оказалась не совсем рабочей. Впрочем, большинство астрономов и физиков приняло модель CDM, невзирая на несовпадения с результатами наблюдений. Концептуально она была простой и хорошо вписывалась в идею инфляции и свидетельства присутствия в галактиках темной материи. Сторонники модели искали способы ее доработки и устранения недостатков. Один из способов требовал восстановления космологической константы Эйнштейна. Многим это казалось немыслимым.

С 1917 года, когда Эйнштейн впервые ввел космологическую константу, доводы против нее усилились. После открытия расширяющейся Вселенной Эйнштейн быстро отказался от этого дополнительного параметра, но некоторые его коллеги продолжали за него цепляться. В свои модели Вселенной эту константу включили и Эддингтон, и аббат Леметр. Леметр даже предположил, что это не что иное, как плотность энергии вакуума. В 1967 году Зельдович показал, какой серьезной проблемой может стать космологическая константа. Он сложил энергию всех виртуальных частиц, которые могли существовать во Вселенной, и обнаружил, что итоговая плотность энергии выглядит как космологическая константа, но имеет гигантскую величину.

Строго говоря, она стремится к бесконечности по тем же самым причинам, по которым бесконечным является все, что имеет отношение к квантовой гравитации, хотя путем небольших манипуляций значения можно сделать конечными. Но даже в этом случае получается огромное число, на порядки превосходящее любую энергию, когда-либо измерявшуюся в космосе. Расчеты Зельдовича показали, что если бы существовала энергия вакуума — а значит, и космологическая константа, — она была бы слишком большой, чтобы совпасть с результатами наблюдений. Единственным вариантом сохранения этой константы оставалось предположение о существовании некоего еще не открытого физического механизма, обеспечивающего ее равенство нулю.

Практикующие космологи предпочитали игнорировать космологическую константу, делая вид, что ее никогда не существовало. Тем не менее при любой попытке разобраться с проблемами, присущими модели CDM, в качестве одного из возможных решений появлялась эта постоянная, иногда называемая лямбда-членом. В 1984 году Пиблс сам обнаружил, что для жизнеспособности модели с холодной темной материей лямбда-член должен составить около 80 % от общей энергии Вселенной. Когда «бандачетырех» — Дэвис, Эфстатиу, Фрэнк и Уайт — ввела в одну из своих моделей лямбда-член, разрешились многие проблемы, сопровождавшие простой сценарий холодной темной материи.

В 1990 году Джордж Эфстатиу, уже работающий в Оксфорде, опубликовал в журнале Nature статью «Космологическая константа и холодная темная материя». В ней крупномасштабная структура содержащей константу компьютерной модели сравнивалась с реальной Вселенной. На этот раз Эфстатиу использовал каталог с миллионом галактик, который они с коллегами составляли несколько лет. В начале статьи была оговорка: «Мы предполагаем, что в пространственно плоской космологии; в которой 80 % критической плотности обеспечивается положительной космологической константой, можно сохранить плюсы теории CDM и ее согласованность с результатами наблюдений».

Далее было показано, что такая Вселенная совпадает со всеми имеющимися эмпирическими данными. Одни из отцов-основателей инфляционной модели, Джерри Острайкер и Пол Стейнхардт, в 1995 году опубликовали в журнале Nature статью, в которой утверждали, что «существуют свидетельства в пользу Вселенной с критической плотностью энергии и большой космологической постоянной». Казалось, все указывало на лямбда-член. Впрочем, все намеки на лямбда-член в крупномасштабной структуре Вселенной предпочитали не замечать.

В 1984 году Джим Пиблс писал: «Проблема была в том, что эта версия не выглядела правдоподобной». Как отметил в заключении своей статьи Эфстатиу: «Отличная от нуля космологическая константа оказывала бы глубокое влияние на фундаментальную физику». В другой статье Джордж Блюменталь, Авишай Декель и Джоэль Примак из Калифорнийского университета утверждали, что наличие космологической константы «требует невероятной корректировки параметров теории».





Назад     Содержание     Далее
















Друзья сайта: