Сусвет

З пляцоўкі Вікіпедыя
Перайсці да: рух, знайсці
Сярэднявечнае ўяўленне аб будове Сусвету. Гравюра з кнігі К.Фламарыёна (Flammarion, Holzschnitt, Paris 1888, Kolorit: Heikenwaelder Hugo, Wien 1998)
Касмалогія
WMAP 2003.png
Аб'екты і працэсы, якія вывучаюцца
Назіраемыя працэсы
Тэарэтычныя пошукі

Сусвет — паняцце ў астраноміі і філасофіі, якое не мае строгага вызначэння. Яно падзяляецца на дзве прынцыпова адрозныя сутнасці: абстрактна (філасофскую) і матэрыяльную, даступную назіранням у цяперашні час або ў агляднай будучыні. Калі аўтар адрознівае гэтыя сутнасці, то паводле традыцый, першую называюць Сусветам, а другую — астранамічным Сусветам, або Метагалактыкай (у апошні час гэты тэрмін практычна выйшаў з ужывання). Сусвет з'яўляецца прадметам даследавання касмалогіі.

У гістарычным плане для абазначэння «ўсей прасторы» выкарыстоўваліся розныя словы, уключаючы эквіваленты і варыянты з розных моў, такія як «нябесная сфера», «космас», «свет». Выкарыстоўваўся таксама тэрмін «макракосмас», хоць ён прызначаны для вызначэння сістэм вялікага маштабу, уключаючы іх падсістэмы і часткі. Аналагічна, слова «мікракосмас» выкарыстоўваецца для абазначэння сістэм малога маштабу.

Любое даследаванне, любое назіранне, няхай гэта будзе назіранне фізіка за тым, як расколваецца ядро атама, дзіцяці за коткай або астранома, які вядзе назірання за далёкай-далёкай галактыкай, — усё гэта назіранне за Сусветам, дакладней, за асобнымі яго часткамі. Гэтыя часткі служаць прадметам вывучэння асобных навук, а Сусвету ў максімальна вялікіх маштабах, і нават Сусветfv як адзіным цэлым займаюцца астраномія і касмалогія; пры гэтым пад Сусветам разумеецца або вобласць свету, ахопленая назіраннямі і касмічнымі эксперыментамі, або аб'ект касмалагічнfq экстрапаляцыі — фізічны Сусвет як цэлае[1].

Склад Сусвету[правіць | правіць зыходнік]

Хімічны склад[2] Сярэдняя тэмпература рэліктавага выпраменьвання Шчыльнасць матэрыі ў Сусвеце[3] Ураўненне стану[3]
H — 75 %
He — 23 %
O — 1 %
C — 0,5 %
2,725 К 10−29г/см3. Из них:
Цёмная энергія — 74 %
Цёмная матэрыя — 22 %
Барыённае рэчыва — 4 %
-1.1±0.4

Прадстаўляючы Сусвет як увесь навакольны свет, мы адразу робім яго унікальным і адзіным. І разам з гэтым пазбаўляем сябе магчымасці апісаць яго ў тэрмінах класічнай механікі: з-за сваёй унікальнасці Сусвет ні з чым не можа ўзаемадзейнічаць, ён — сістэма сістэм, і таму ў яго дачыненні губляюць свой ​​сэнс такія паняцці, як маса, форма, памер. Замест гэтага прыходзіцца звяртацца да мовы тэрмадынамікі, ужываючы такія паняцці як шчыльнасць, ціск, тэмпература, хімічны склад.

Пашырэнне Сусвету

Аднак Сусвет мала падобны на звычайны газ. Ужо на самых буйных маштабах мы сутыкаемся з пашырэннем Сусвету і рэліктавы фонам. Прырода першай з'явы — гравітацыйнае ўзаемадзеянне ўсіх існуючых аб'ектаў. Іменна яго развіццём вызначаецца будучыня Сусвету.

Другое ж з'ява гэта спадчыну ранніх эпох, калі святло гарачага Вялікага выбуху практычна перастаў ўзаемадзейнічаць з матэрыяй, аддзяліўся ад яе. Цяпер з-за пашырэння Сусвету з бачнага дыяпазону большасць выпрамененых тады фатонаў перайшлі ў мікрахвалевы радыёдыяпазон.

Іерархія маштабаў у Сусвеце

Пры пераходзе да маштабаў менш 100 Мпк выяўляецца выразная ячэістая структура. Унутры ячэек пустата — войды. А сценкі ўтвораны са звышскопішчаў галактык. Гэтыя звышскопішчы — верхні ўзровень цэлай іерархіі, затым ідуць скопішчы галактык, потым лакальныя групы галактык, а самы ніжні ўзровень (маштаб 5-200 кпк) — гэта велізарная разнастайнасць самых розных аб'ектаў. Вядома, усе яны — галактыкі, але ўсе яны розныя: гэта і лінзападобныя, няправільныя, эліптычныя, спіральныя, з палярным кольцамі, з актыўнымі ядрамі і г. д.

З іх асобна варта згадаць квазары, якія адрозніваюцца вельмі высокай свяцільнасцю і настолькі малым вуглавым памерам, што на працягу некалькіх гадоў пасля адкрыцця іх не ўдавалася адрозніць ад «кропкавых крыніц» — зорак. Боламетрычная свяцільнасць квазараў можа дасягаць 1046 — 1047 эрг/с[4].

Пераходзячы да складу галактыкі, мы выяўляем: цёмную матэрыю, касмічныя прамяні, міжзоркавы газ, шаравыя скопішчы, рассеяныя скопішчы, падвойныя зоркі, зорныя сістэмы большай кратнасці, звышмасіўная чорныя дзіркі і чорныя дзіркі зорнай масы, і, нарэшце, адзінкавыя зоркі рознага насельніцтва.

Іх індывідуальная эвалюцыя і ўзаемадзеянне адзін з адным спараджае мноства з'яў. Так, мяркуецца, што крыніцай энергіі ў згаданых ужо квазараў служыць акрэцыя міжзоркавага газу на звышмасіўную цэнтральную чорную дзірку.

Асобна варта згадаць і пра гама-ўсплёск — гэта раптоўныя кароткачасовыя павышэнні інтэнсіўнасці касмічнага гама-выпраменьвання з энергіяй ў дзесяткі і сотні кэВ[5]. З адзнак адлегласцей да гама-ўсплёскаў можна зрабіць выснову, што энергія, якая выпраменьваецца імі, ў гама-дыяпазоне дасягае 1050 эрг. Для параўнання, свяцільнасць усёй галактыкі ў гэтым жа дыяпазоне складае «ўсяго» 1038 эрг/c. Такія яркія ўспышкі бачныя з самых далёкіх куткоў Сусвету, так, у GRB 090423 чырвонае зрушэнне z = 8,2 .

Найбольш складаным комплексам, што ўключае ў сябе мноства працэсаў, з'яўляецца эвалюцыя галактыкі[6].

Назіранні[правіць | правіць зыходнік]

Апісаная вышэй разнастайнасць спараджае цэлы спектр задач назіральнага характару. У адну групу можна ўключыць вывучэнне асобных феноменаў і аб'ектаў, а гэта:

  • Феномен пашырэння. А для гэтага трэба вымяраць адлегласці і чырвоныя зрушэнні як мага больш далёкіх аб'ектаў. Пры бліжэйшым разглядзе гэта выліваецца ў цэлы комплекс задач, званы шкалой адлегласцей.
  • Рэліктавы фон.
  • Асобныя выдаленыя аб'екты, як квазары і гама-ўсплёскі.

Далёкія і старыя аб'екты выпраменьваюць мала святла і неабходныя гіганцкія тэлескопы, такія як абсерваторыя Кека, VLT, БТА, «Хабл». Будуюцца E-ELT і «Джэймс Уэб». Акрамя таго, для выканання першай задачы неабходныя і спецыялізаваныя сродкі — такія, як Hipparcos і Gaia (распрацоўваецца).

Як было сказана, рэліктавае выпраменьванне ляжыць у мікрахвалевым дыяпазоне даўжынь хваль, такім чынам для яго вывучэння неабходныя радыёназіранні і, пажадана, касмічнымі тэлескопамі, такімі як WMAP і «Планк».

Унікальныя асаблівасці гама-ўсплёскаў патрабуюць не толькі гама-лабараторый на арбіце, накшталт SWIFT, але і незвычайных тэлескопаў-робат-тэлескопаў, чыё поле зроку больш, чым у вышэйзгаданых інструментаў SDSS, і яны здольныя назіраць у аўтаматычным рэжыме. Прыкладамі такіх сістэм можа служыць тэлескопы расійскай сеткі «Майстар» і расійска-італьянскі праект Tortora.

Папярэднія задачы - гэта праца па асобных аб'ектах. Зусім іншы падыход патрабуецца для:

  • Вывучэння буйнамаштабнай структуры Сусвету.
  • Вывучэнне эвалюцыю галактык і працэсаў яе складнікі. Такім чынам патрэбныя назіранні як мага больш старых аб'ектаў і як можна ў большым ліку.

З аднаго боку неабходныя масавыя, аглядныя назіранні. Гэта змушае выкарыстоўваць тэлескопы з шырокім полем, напрыклад, такія, як у праекце SDSS. З іншага боку патрабуецца дэталізацыя, якая на парадкі перавышае патрэбы большасці задач папярэдняй групы. А гэта магчыма толькі з дапамогай РСДБ-назіранняў, з базай у дыяметр Зямлі, ці яшчэ больш, як эксперыменце «Радиоастрон».

Асобна варта вылучыць пошук рэліктавых нейтрына. Для яе вырашэння неабходна задзейнічаць спецыяльныя тэлескопы — нейтрынныя тэлескопы і нейтрынныя дэтэктары, — такія як Баксанскі нейтрынны тэлескоп, Байкальскі падводны, IceCube, KATRIN.

Адно вывучэнне гама-ўсплёскаў ды рэліктавага фону сведчыць аб тым, што толькі аптычным участкам спектру тут не абысціся. Аднак атмасфера Зямлі мае ўсяго два вокны празрыстасці: у радыё- і аптычным дыяпазоне, і таму без касмічных абсерваторый не абысціся. З абсерваторый, якія цяпер дзейнічаюць, у прыклад тут прывядзем Chandra, Integral, XMM-Newton, Гершэль. У распрацоўцы знаходзяцца «Спектр-УФ», IXO, «Спектр-РГ», Astrosat і многія іншыя.

Шкала адлегласцей і касмалагічнае чырвонае зрушэнне[правіць | правіць зыходнік]

Вымярэнне адлегласці ў астраноміі — шматступенны працэс. І асноўная складанасць заключаецца ў тым, што найлепшыя дакладнасці ў розных метадах дасягаюцца на розных маштабах. Таму для вымярэнняў ўсё больш і больш далёкіх аб'ектаў выкарыстоўваецца ўсё больш і больш доўгі ланцужок метадаў, кожны з якіх абапіраецца на вынікі папярэдняга.

У падставе ўсіх гэтых ланцужкоў ляжыць метад трыганаметрычнага паралаксу — базавы, адзіны, дзе адлегласць вымяраецца геаметрычна, з мінімальным прыцягненнем дапушчэнняў і эмпірычных заканамернасцей. Іншыя метады, у большасці сваёй, для вымярэнні адлегласці выкарыстоўваюць стандартную свечку — крыніцу з вядомай свяцільнасцю. І адлегласць да яе можна вылічыць:

 D^2=\frac{L}{4\pi F}

дзе D — шуканая адлегласць, L — свяцільнасць, а F - вымераны светлавы паток.

Метад трыганаметрычнага паралакса[правіць | правіць зыходнік]

Схема ўзнікнення гадавога паралакса

Паралакс — гэта вугал, які ўзнікае дзякуючы праекцыі крыніцы на нябесную сферу. Адрозніваюць два віды паралакса: гадавы і групавы[7].

Гадавы паралакс — вугал, пад якім быў бы бачны сярэдні радыус зямной арбіты з цэнтра мас зоркі. З-за руху Зямлі па арбіце бачнае становішча любой зоркі на нябеснай сферы пастаянна зрушваецца — зорка апісвае эліпс, вялікая паўвось якога аказваецца роўнай гадавому паралаксу. Па вядомым паралаксе з законаў еўклідавай геаметрыі адлегласць ад цэнтра зямной арбіты да зоркі можна знайсці як[7]:

 D=\frac{2R}{2 \sin \alpha/2}\approx \frac{2R}{\alpha} ,

дзе D — шуканая адлегласць, R — радыус зямной арбіты, а набліжаная роўнасць запісана для малога вугла (у радыянах). Дадзеная формула добра дэманструе асноўную цяжкасць гэтага метаду: з павелічэннем адлегласці значэнне паралакса меншае па гіпербалу, і таму вымярэнне адлегласцей да далёкіх зорак спалучана са значнымі тэхнічнымі цяжкасцямі.

Сутнасць групавога паралакса наступная: калі нейкае зорнае скопішча мае прыкметную хуткасць адносна Зямлі, то паводле законаў праекцыі бачныя напрамкі руху яго членаў будуць сыходзіцца ў адным пункце, які называецца радыянтам скопішча. Радыянт скопішча вызначаецца з уласных рухаў зорак і зняцця іх спектральных ліній, які ўзнік з-за эфекту Доплера. Тады адлегласць да скопішча знаходзіцца з наступных суадносін[8]:

 D=\frac{V_r \mathrm{tg}(\lambda)}{4.738\mu},

дзе μ і Vr — адпаведна вуглавая (у секундах дугі у год) і прамянёвая (ў км/с) хуткасць зоркі скопішча, λ — вугал паміж прамымі Сонца-зорка і зорка-радыянт, а D — адлегласць, выражаная ў парсеках. Толькі Гіяды маюць прыкметны групавы паралакс, але да запуску спадарожніка Hipparcos толькі такім спосабам можна адкалібраваць шкалу адлегласцей для старых аб'ектаў[7].

Метад вызначэння адлегласці па цэфеідам і зоркам тыпу RR Ліры[правіць | правіць зыходнік]

На цэфеідах і зорках тыпу RR Ліры адзіная шкала адлегласцей разыходзіцца на дзве галіны — шкалу адлегласцей для маладых аб'ектаў і для старых[7]. Цэфеіды размешчаны, у асноўным, у абласцях нядаўняга зоркаўтварэння, і таму з'яўляюцца маладымі аб'ектамі. Пераменныя тыпу RR Ліры імкнуцца да старых сістэм, напрыклад, асабліва іх шмат у шаравых зорных вялікай колькасці ў гало нашай Галактыкі.

Абодва тыпы зорак з'яўляюцца пераменнымі, але калі цэфеіды — гэта аб'екты, што нядаўна ўтварыліся, то зоркі тыпу RR Ліры сышлі з галоўнай паслядоўнасці — гіганты спектральных класаў A-F, размешчаныя, у асноўным, на гарызантальнай галіне дыяграмы «колер-велічыня» для шаравых скопішчаў. Аднак, спосабы іх выкарыстання як стандартных свечак розныя:

  • Для цэфеід існуе добрая залежнасць «перыяд пульсацыі-абсалютная зорная велічыня». Хутчэй за ўсё, гэта звязана з тым, што масы цэфеід розныя.
  • Для зорак RR Ліры сярэдняя абсалютная зорная велічыня прыкладна аднолькавая і складае M_{RR}\approx0.78^m[7].

Вызначэнне дадзеных метадам адлегласцей спалучана з шэрагам цяжкасцей:

  • Неабходна вылучыць асобныя зоркі. У межах Млечнага Шляху гэта не складае адмысловай працы, але чым большая адлегласць, тым меншы вугал, які падзяляе зоркі.
  • Неабходна ўлічваць паглынанне святла пылам і неаднароднасць яго размеркавання ў прасторы.

Акрамя таго, для цэфеід застаецца сур'ёзнай праблемай дакладнае вызначэнне нуль-пункта залежнасці «перыяд пульсацыі-свяцільнасць». На працягу XX стагоддзя яго значэнне пастаянна змянялася, а значыць, змянялася і ацэнка адлегласці, якая атрымліваецца падобным спосабам. Свяцільнасць зорак тыпу RR Ліры, хоць і амаль сталая, але ўсё ж залежыць ад канцэнтрацыі цяжкіх элементаў.

Метад вызначэння адлегласці па звышновым тыпу Ia[правіць | правіць зыходнік]

Крывыя бляску розных звышновых.

Успышка звышновай — каласальны выбухны працэс, які адбываецца па ўсім целе зоркі, пры гэтым колькасць энергіі, што вылучылася, ляжыць у дыяпазоне ад 1050 да 1051 эрг[9]. А таксама звышновыя тыпу Ia маюць аднолькавую свяцільнасць ў максімуме бляску. Разам гэта дазваляе вымяраць адлегласці да вельмі далёкіх галактык.

Іменна дзякуючы ім ў 1998 годзе дзве групы назіральнікаў адкрылі паскарэнне пашырэння Сусвету[10]. На сённяшні дзень факт паскарэння амаль не выклікае сумненняў, аднак, па звышновым немагчыма адназначна вызначыць яго велічыню: усё яшчэ вельмі вялікія памылкі для вялікіх z[11][12].

Звычайна, акрамя агульных для ўсіх фотаметрычных метадаў, да недахопаў і адкрытым праблемах адносяць[13]:

  • Праблема К-папраўкі. Сутнасць гэтай праблемы складаецца ў тым, што вымяраецца не боламетрычная інтэнсіўнасць (інтэграваная па ўсім спектры), а ў пэўным спектральным дыяпазоне прымача. Гэта значыць, што для крыніц, якія маюць розныя чырвоныя зрушэнні, вымяраецца інтэнсіўнасць у розных спектральных дыяпазонах. Для ўліку гэтага адрознення ўводзіцца адмысловая папраўка, званая К-папраўка.
  • Форма крывой залежнасці адлегласці ад чырвонага зрушэння вымяраецца рознымі абсерваторыямі на розных інструментах, што спараджае праблемы з каліброўкай патокаў і да т.п.
  • Раней лічылася, што ўсе звышновыя Ia — гэта белыя карлікі, што выбухаюць у цеснай двайной сістэме, дзе другі кампанент гэта чырвоны гігант. Аднак з'явіліся сведчанні, што па вельмі меры частка з іх могуць узнікаць падчас зліцця двух белых карлікаў, а значыць гэты падклас ўжо не паходзіць для выкарыстання ў якасці стандартнай свечкі.
  • Залежнасць свяцільнасці звышновай ад хімічнага складу зоркі-папярэдніцы.

Праблемы і сучасныя дыскусіі[правіць | правіць зыходнік]

Адной з праблем з'яўляецца нявызначанасць у значэнні пастаяннай Хабла і яе ізатрапіі. Адна група даследчыкаў сцвярджае, што значэнне пастаяннай Хабла флуктуіруе на маштабах 10-20°[14]. Магчымых прычын гэтай з'явы некалькі:

  • Рэальны фізічны эфект — у такім выпадку касмалагічныя мадэль павінна быць кардынальна перагледжана;
  • Стандартная працэдура асераднення памылак некарэктная[15].

Гэта таксама вядзе да перагляду касмалагічнай мадэлі, але магчыма, не такі значнай[16]. У сваю чаргу, многія іншыя агляды і іх тэарэтычная інтэрпрэтацыя не паказваюць анізатрапіі, якая перавышае лакальна абумоўленую ростам неаднастайнасці, у якую ўваходзіць і наша Галактыка, у ізатропным у цэлым Сусвеце[17][18][19][20].

Зноскі

  1. Вселенная//Новая философская энциклопеди.
  2. Abundance in the Universe for all the elements in the Periodic Table
  3. 3,0 3,1 Jarosik, N., et.al. (WMAP Collaboration) Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results (PDF). nasa.gov. Архівавана з першакрыніцы 16 жніўня 2012. Праверана 4 снежня 2010. (from NASA’s WMAP Documents page)
  4. Э. А. Дибай. Квазары // Физика космоса / Р. А. Сюняев — Москва: СОВЕТСКАЯ ЭНЦИКЛОПЕДИЯ, 1986.
  5. Е. П. Мазец. Гамма-всплески // Физика космоса / Р. А. Сюняев — Москва: СОВЕТСКАЯ ЭНЦИКЛОПЕДИЯ, 1986.
  6. John Kormendy, Kennicutt, Robert C., Jr. Secular Evolution and the Formation of Pseudobulges in Disk Galaxies. Annual Review of Astronomy and Astrophysics (2005-06-07). doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134024. Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 31 ліпеня 2009.
  7. 7,0 7,1 7,2 7,3 7,4 А.С. Расторгуев Шкала расстояний во вселенной.
  8. П. Н. Холопов. Открытие движущихся скоплений // Звездные скопления — Москва: Наука, 1981.
  9. Д.Ю.Цветков Сверхновые Звезды.
  10. Schmidt Brian P., Suntzeff Nicholas B., Phillips. M. M. и др The High-Z Supernova Search: Measuring Cosmic Deceleration and Global Curvature of the Universe Using Type IA Supernovae. — The Astrophysical Journal, 1998.
  11. Clocchiatti Alejandro, Schmidt Brian P., Filippenko Alexei V. Hubble Space Telescope and Ground-based Observations of Type Ia Supernovae at Redshift 0.5: Cosmological Implications. — The Astrophysical Journal, 2006.
  12. K. Nakamura et al., Big-Bang cosmology: Стр. 8.
  13. Стивен Вайнберг. Космология — Москва: УРСС, 2013. — С. 68-81. — 608 с. — ISBN 978-5-453-00040-1.
  14. McClure M. L., Dyer, C. C. Anisotropy in the Hubble constant as observed in the HST extragalactic distance scale key project results. — New Astronomy, 2007.
  15. Coley A. A. Cosmological Observations: Averaging on the Null Cone. — eprint arXiv:0905.2442, 2009.
  16. Umeh, Obinna, Larena Julien, Clarkson Chris The Hubble rate in averaged cosmology. — Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, 2011.
  17. Blomqvist, Michael; Mörtsell, Edvard; Nobili, Serena Probing dark energy inhomogeneities with supernovae. — Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, 2008.
  18. Clifton Timothy, Zuntz Joe Hubble diagram dispersion from large-scale structure. — Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2009.
  19. Blomqvist, Michael; Enander, Jonas; Mörtsell, Edvard Constraining dark energy fluctuations with supernova correlations. — Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, 2010.
  20. Dai, De-Chang; Kinney, William H.; Stojkovic, Dejan Measuring the cosmological bulk flow using the peculiar velocities of supernovae. — Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, 2011.

Літаратура[правіць | правіць зыходнік]

  • Беларуская энцыклапедыя: У 18 т. Т.15: Следавікі — Трыо / Рэдкал.: Г. П. Пашкоў і інш — Мн.: БелЭн, 2002. — Т. 15. — 552 с. — 10 000 экз. — ISBN 985-11-0251-2 (Т. 15).

Спасылкі[правіць | правіць зыходнік]

Шаблон:Месцазнаходжанне Зямлі