Нестандартные космологические модели: Альтернативы общепринятым представлениям о Вселенной.

Введение

Модели Вселенной, отклоняющиеся от тогдашнего научного консенсуса

Нестандартная космология — это любая физическая космологическая модель Вселенной, которая была или остаётся предложенной в качестве альтернативы тогдашней стандартной модели космологии. Термин «нестандартный» применяется к любой теории, не соответствующей научному консенсусу. Поскольку термин зависит от преобладающего консенсуса, его значение меняется со временем. Например, горячая тёмная материя не считалась бы нестандартной в 1990 году, но считалась бы ею в 2010 году. И наоборот, ненулевая космологическая постоянная, приводящая к ускоряющемуся расширению Вселенной, считалась бы нестандартной в 1990 году, но является частью стандартной космологии в 2010 году. На протяжении истории космологии произошло несколько крупных космологических споров. Одним из первых была Коперниканская революция, установившая гелиоцентрическую модель Солнечной системы. Более поздним был Великий спор 1920 года, после которого был установлен статус Млечного Пути как одной из многих галактик Вселенной. С 1940-х по 1960-е годы астрофизическое сообщество было поровну разделено между сторонниками теории Большого взрыва и сторонниками конкурирующей теории стационарной Вселенной; в настоящее время это решено в пользу теории Большого взрыва благодаря достижениям в наблюдательной космологии в конце 1960-х годов. Тем не менее, оставались активные противники теории Большого взрыва, такие как Фред Хойл, Джаянт Нарликар, Халтон Арп и Ханнес Альфвен, чьи космологии были отнесены к периферии астрономических исследований. Несколько противников теории Большого взрыва, всё ещё активных сегодня, часто игнорируют хорошо установленные доказательства из новых исследований, и, как следствие, нестандартные космологии, полностью отвергающие Большой взрыв, редко публикуются в рецензируемых научных журналах, но появляются в Интернете в маргинальных журналах и на частных веб-сайтах. Текущая стандартная модель космологии — это модель ΛCDM, в которой Вселенная описывается общей теорией относительности, началась с Большого взрыва и сегодня представляет собой почти плоскую Вселенную, состоящую примерно из 5% барионов, 27% холодной тёмной материи и 68% тёмной энергии. Модель ΛCDM оказалась успешной, но недавние наблюдательные данные указывают на значительные расхождения в рамках ΛCDM, такие как напряжение Хаббла, пустота KBC, проблема карликовых галактик, сверхкрупные структуры и так далее. Исследования по расширению или модификации ΛCDM, а также принципиально новых моделей, продолжаются. Исследуемые темы включают квинтэссенцию, модифицированную ньютоновскую динамику (MOND) и её релятивистское обобщение TeVeS, а также тёмную материю теплого типа.

A non standard cosmology is any physical cosmological model of the universe that was, or still is, proposed as an alternative to the then current standard model of cosmology. The term non standard is applied to any theory that does not conform to the scientific consensus. Because the term depends on the prevailing consensus, the meaning of the term changes over time. For example, hot dark matter would not have been considered non standard in 1990, but would have been in 2010. Conversely, a non zero cosmological constant resulting in an accelerating universe would have been considered non standard in 1990, but is part of the standard cosmology in 2010. Several major cosmological disputes have occurred throughout the history of cosmology. One of the earliest was the Copernican Revolution, which established the heliocentric model of the Solar System. More recent was the Great Debate of 1920, in the aftermath of which the Milky Way's status as but one of the Universe's many galaxies was established. From the 1940s to the 1960s, the astrophysical community was equally divided between supporters of the Big Bang theory and supporters of a rival steady state universe; this is currently decided in favour of the Big Bang theory by advances in observational cosmology in the late 1960s. Nevertheless, there remained vocal detractors of the Big Bang theory including Fred Hoyle, Jayant Narlikar, Halton Arp, and Hannes Alfvén, whose cosmologies were relegated to the fringes of astronomical research. The few Big Bang opponents still active today often ignore well established evidence from newer research, and as a consequence, today non standard cosmologies that reject the Big Bang entirely are rarely published in peer reviewed science journals but appear online in marginal journals and private websites. The current standard model of cosmology is the Lambda CDM model, wherein the Universe is governed by general relativity, began with a Big Bang and today is a nearly flat universe that consists of approximately 5% baryons, 27% cold dark matter, and 68% dark energy. Lambda CDM has been a successful model, but recent observational evidence seem to indicate significant tensions in Lambda CDM, such as the Hubble tension, the KBC void, the dwarf galaxy problem, ultra large structures, et cetera. Research on extensions or modifications to Lambda CDM, as well as fundamentally different models, is ongoing. Topics investigated include quintessence, Modified Newtonian Dynamics (MOND) and its relativistic generalization TeVeS, and warm dark matter.

История

Современная физическая космология, в том виде, в котором она изучается сегодня, впервые оформилась как научная дисциплина в период после дебатов Шэпли-Кертиса и открытий Эдвина Хаббла о космической лестнице расстояний, когда астрономам и физикам пришлось признать, что Вселенная имеет масштаб, значительно превышающий ранее предполагаемый галактический размер. Теоретики, успешно разработавшие космологии, применимые к Вселенной большего масштаба, сегодня почитаются как основатели современной космологии. Среди этих ученых – Артур Милн, Виллем де Ситтер, Александр Фридман, Жорж Леметр и сам Альберт Эйнштейн. После подтверждения закона Хаббла наблюдениями, двумя наиболее популярными космологическими теориями стали теория стационарной Вселенной Хойла, Голда и Бонди, и теория Большого взрыва Ральфа Альфера, Джорджа Гамова и Роберта Дикке, с небольшим числом сторонников нескольких альтернативных теорий. Одним из главных успехов теории Большого взрыва по сравнению с конкурентами стало её предсказание об обилии легких элементов во Вселенной, которое соответствует наблюдаемому обилию этих элементов. Альтернативные теории не способны объяснить это обилие. Теории, утверждающие, что Вселенная имеет бесконечный возраст и не имела начала, испытывают трудности с объяснением обилия дейтерия в космосе, поскольку дейтерий легко подвергается ядерному синтезу в звездах, и нет известных астрофизических процессов, кроме самого Большого взрыва, способных производить его в значительных количествах. Таким образом, тот факт, что дейтерий не является крайне редким компонентом Вселенной, указывает как на конечность возраста Вселенной, так и на существование процесса, создавшего дейтерий в прошлом, который больше не происходит. Теории, утверждающие, что Вселенная имеет конечный срок жизни, но Большого взрыва не было, сталкиваются с проблемой обилия гелия-4. Наблюдаемое количество 4He значительно превышает количество, которое должно было быть создано в звездах или любым другим известным процессом. Напротив, обилие 4He в моделях Большого взрыва очень слабо зависит от предположений о плотности барионов, изменяясь лишь на несколько процентов при изменении плотности барионов на несколько порядков величины. Наблюдаемое значение 4He находится в пределах рассчитанного диапазона. Тем не менее, только после открытия космического микроволнового фонового излучения (КМФ) Арно Пензиасом и Робертом Уилсоном в 1965 году большинство космологов окончательно пришли к выводу, что наблюдения лучше всего объясняются моделью Большого взрыва. Теоретики стационарной Вселенной и сторонники других нестандартных космологий были поставлены перед задачей дать объяснение этому явлению, если они хотели оставаться убедительными. Это привело к оригинальным подходам, включая интегрированный звездный свет и космические железные усы, которые должны были обеспечить источник всепроникающего микроволнового фона, не связанного с ранним фазовым переходом Вселенной. Скептицизм относительно способности нестандартных космологий объяснить КМФ привел к снижению интереса к этой области, однако было два периода, когда интерес к нестандартной космологии возрос из-за наблюдательных данных, которые создавали трудности для теории Большого взрыва. Первый пришелся на конец 1970-х годов, когда существовал ряд нерешенных проблем, таких как проблема горизонта, проблема плоскостности и отсутствие магнитных монополей, которые ставили под сомнение модель Большого взрыва. Эти проблемы в конечном итоге были решены с помощью космической инфляции в 1980-х годах. Эта идея впоследствии стала частью понимания Большого взрыва, хотя время от времени предлагались альтернативы. Второй период пришелся на середину 1990-х годов, когда наблюдения возраста шаровых скоплений и первичного обилия гелия, по-видимому, противоречили теории Большого взрыва. Однако к концу 1990-х годов большинство астрономов пришли к выводу, что эти наблюдения не опровергают теорию Большого взрыва, а дополнительные данные, полученные с помощью COBE и WMAP, предоставили подробные количественные оценки, согласующиеся со стандартной космологией. Сегодня, неортодоксальные нестандартные космологии, как правило, считаются недостойными рассмотрения космологами, в то время как многие исторически значимые нестандартные космологии считаются опровергнутыми. Основные положения теории Большого взрыва были подтверждены широким спектром взаимодополняющих и детальных наблюдений, и ни одна нестандартная космология не воспроизвела всего спектра успехов модели Большого взрыва. Спекуляции об альтернативах обычно не являются частью исследовательских или педагогических дискуссий, за исключением случаев, когда они используются в качестве наглядных примеров или из-за их исторической значимости. Открытое письмо, начатое некоторыми оставшимися сторонниками нестандартной космологии, подтвердило, что: "сегодня практически все финансовые и экспериментальные ресурсы в космологии направлены на изучение Большого взрыва".

Modern physical cosmology as it is currently studied first emerged as a scientific discipline in the period after the Shapley–Curtis debate and discoveries by Edwin Hubble of a cosmic distance ladder when astronomers and physicists had to come to terms with a universe that was of a much larger scale than the previously assumed galactic size. Theorists who successfully developed cosmologies applicable to the larger scale universe are remembered today as the founders of modern cosmology. Among these scientists are Arthur Milne, Willem de Sitter, Alexander Friedman, Georges Lemaître, and Albert Einstein himself. After confirmation of the Hubble's law by observation, the two most popular cosmological theories became the Steady State theory of Hoyle, Gold and Bondi, and the big bang theory of Ralph Alpher, George Gamow, and Robert Dicke with a small number of supporters of a smattering of alternatives. One of the major successes of the Big Bang theory compared to its competitor was its prediction for the abundance of light elements in the universe that corresponds with the observed abundances of light elements. Alternative theories do not have a means to explain these abundances. Theories which assert that the universe has an infinite age with no beginning have trouble accounting for the abundance of deuterium in the cosmos, because deuterium easily undergoes nuclear fusion in stars and there are no known astrophysical processes other than the Big Bang itself that can produce it in large quantities. Hence the fact that deuterium is not an extremely rare component of the universe suggests both that the universe has a finite age and that there was a process that created deuterium in the past that no longer occurs. Theories which assert that the universe has a finite life, but that the Big Bang did not happen, have problems with the abundance of helium 4. The observed amount of 4He is far larger than the amount that should have been created via stars or any other known process. By contrast, the abundance of 4He in Big Bang models is very insensitive to assumptions about baryon density, changing only a few percent as the baryon density changes by several orders of magnitude. The observed value of 4He is within the range calculated. Still, it was not until the discovery of the Cosmic microwave background radiation (CMB) by Arno Penzias and Robert Wilson in 1965, that most cosmologists finally concluded that observations were best explained by the big bang model. Steady State theorists and other non standard cosmologies were then tasked with providing an explanation for the phenomenon if they were to remain plausible. This led to original approaches including integrated starlight and cosmic iron whiskers, which were meant to provide a source for a pervasive, all sky microwave background that was not due to an early universe phase transition. Scepticism about the non standard cosmologies' ability to explain the CMB caused interest in the subject to wane since then, however, there have been two periods in which interest in non standard cosmology has increased due to observational data which posed difficulties for the big bang. The first occurred was the late 1970s when there were a number of unsolved problems, such as the horizon problem, the flatness problem, and the lack of magnetic monopoles, which challenged the big bang model. These issues were eventually resolved by cosmic inflation in the 1980s. This idea subsequently became part of the understanding of the big bang, although alternatives have been proposed from time to time. The second occurred in the mid 1990s when observations of the ages of globular clusters and the primordial helium abundance, apparently disagreed with the big bang. However, by the late 1990s, most astronomers had concluded that these observations did not challenge the big bang and additional data from COBE and the WMAP, provided detailed quantitative measures which were consistent with standard cosmology. Today, heterodox non standard cosmologies are generally considered unworthy of consideration by cosmologists while many of the historically significant nonstandard cosmologies are considered to have been falsified. The essentials of the big bang theory have been confirmed by a wide range of complementary and detailed observations, and no non standard cosmologies have reproduced the range of successes of the big bang model. Speculations about alternatives are not normally part of research or pedagogical discussions, except as object lessons or for their historical importance. An open letter started by some remaining advocates of non standard cosmology has affirmed that: "today, virtually all financial and experimental resources in cosmology are devoted to big bang studies "

В 1990-х годах, наступившая "золотая эра космологии" сопровождалась поразительным открытием, что расширение Вселенной, на самом деле, ускоряется. До этого предполагалось, что материя, в видимой или невидимой форме темной материи, является доминирующей плотностью энергии во Вселенной. Эта "классическая" космология Большого взрыва была свергнута, когда было обнаружено, что почти 70% энергии во Вселенной приходится на космологическую постоянную, часто называемую "темной энергией". Это привело к разработке так называемой конкордантной ΛCDM-модели, которая объединяет детальные данные, полученные с помощью новых телескопов и методов в наблюдательной астрофизике, с расширяющейся Вселенной, изменяющей свою плотность. Сегодня в научной литературе чаще встречаются предложения по "нестандартным космологиям", которые фактически принимают основные положения космологии Большого взрыва, но модифицируют части конкордантной модели. К таким теориям относятся альтернативные модели темной энергии, такие как квинтэссенция, фантомная энергия и некоторые идеи в брановой космологии; альтернативные модели темной материи, такие как модифицированная ньютоновская динамика; альтернативы или расширения инфляции, такие как хаотическая инфляция и экпиротическая модель; и предложения пополнению Вселенной первой причиной, такие как граница Хартла-Хокинга, циклическая модель и ландшафт струн. Среди космологов нет консенсуса относительно этих идей, но они, тем не менее, являются активными областями академических исследований.

Теории устойчивого состояния

Теория стационарного состояния расширяет предположение об однородности космологического принципа, чтобы отразить однородность не только в пространстве, но и во времени. Этот "совершенный космологический принцип", как он впоследствии был назван, утверждал, что Вселенная выглядит одинаково во всех точках (в крупном масштабе), как выглядела всегда и будет выглядеть всегда. Это противопоставляется ΛCDM-модели, в которой Вселенная в прошлом выглядела совершенно иначе и будет выглядеть совершенно иначе в будущем. Теория стационарного состояния была предложена в 1948 году Фредом Хойлом, Томасом Голдом, Германном Бонди и другими. Для поддержания совершенного космологического принципа в расширяющейся Вселенной, космология стационарного состояния должна была постулировать "поле создания материи" (так называемое C-поле), которое непрерывно добавляло бы материю во Вселенную для поддержания постоянной плотности.

Альтернативы и расширения Lambda-CDM

Стандартная космологическая модель, модель ΛCDM, оказалась чрезвычайно успешной в создании теоретической основы для формирования структуры, анизотропии космического микроволнового фона и ускоренного расширения Вселенной. Однако она не лишена проблем. В настоящее время существует множество гипотез, ставящих под сомнение различные аспекты модели ΛCDM. Эти гипотезы, как правило, модифицируют некоторые ключевые особенности ΛCDM, но не отвергают теорию Большого взрыва.

Анизотропная вселенная

Изотропность – идея о том, что Вселенная выглядит одинаково во всех направлениях – является одним из ключевых предположений, используемых в уравнениях Фридмана. Однако в 2008 году ученые, анализирующие данные зонда Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, заявили об обнаружении потока скоплений галактик со скоростью 600–1000 км/с в направлении участка неба площадью 20 градусов между созвездиями Центавра и Велы. Они предположили, что это движение может быть отголоском влияния областей Вселенной, которые больше не видны, существовавших до эпохи инфляции. Это обнаружение вызывает споры, и другие ученые пришли к выводу, что Вселенная в значительной степени изотропна.

Массивный компактный объект ореола (MACHO)

Одиночные черные дыры, нейтронные звезды, выгоревшие белые карлики и другие массивные объекты, которые сложно обнаружить, коллективно известны как MACHO. Некоторые ученые изначально надеялись, что барионные MACHO могут объяснить всю темную материю. Однако накопилось достаточно данных, свидетельствующих о том, что эти объекты не могут составлять значительную часть массы темной материи.

Экзотическая темная материя

В модели ΛCDM темная материя — это форма материи, которая взаимодействует как с обычной материей, так и со светом только посредством гравитационных эффектов. Для формирования крупномасштабной структуры, которую мы наблюдаем сегодня, темная материя должна быть "холодной" (C в ΛCDM), то есть нерелятивистской. Темная материя пока не была окончательно идентифицирована, и ее точная природа является предметом интенсивного изучения. Гипотетические слабо взаимодействующие массивные частицы (WIMPs), аксионы и первичные черные дыры являются основными кандидатами на роль темной материи, но существует множество других предложений, например:

Самовзаимодействующая темная материя, в которой частицы темной материи взаимодействуют друг с другом. Теплая темная материя, частицы которой более релятивистские, чем в случае холодной темной материи, но менее релятивистские, чем горячая темная материя, существование которой исключено наблюдениями. "Пушистая" холодная темная материя, частицы которой значительно легче аксионов – в диапазоне 10−22 эВ. Другие теории пытаются объяснить темную материю и темную энергию как различные проявления одной и той же базовой среды (см. темная жидкость), или предполагают, что темная материя может распадаться в темную энергию.

Экзотическая темная энергия

В ΛCDM темная энергия — это неизвестная форма энергии, которая стремится ускорять расширение Вселенной. Она изучена хуже, чем темная материя, и столь же загадочна. Наиболее простое объяснение темной энергии — космологическая постоянная (обозначаемая как «Λ» в ΛCDM). Это простая константа, добавляемая в уравнения Эйнштейна для обеспечения силы отталкивания. Наблюдения пока полностью согласуются с космологической постоянной, но допускают множество альтернатив, например:

Квинтэссенция, представляющая собой скалярное поле, подобное полю, вызвавшему космическую инфляцию вскоре после Большого взрыва. В модели квинтэссенции темная энергия обычно изменяется со временем (в отличие от космологической постоянной, которая остается неизменной). Неоднородная космология. Одним из фундаментальных предположений ΛCDM является однородность Вселенной, то есть её общий вид примерно одинаков независимо от местоположения наблюдателя. В сценарии неоднородной Вселенной наблюдаемая темная энергия является артефактом измерений, вызванным тем, что мы находимся в области пространства, менее плотной, чем в среднем. Переменная темная энергия, которая, как и квинтэссенция, предполагает изменение свойств темной энергии со временем (см. рисунок), но отличается тем, что не связана со скалярным полем.

Альтернативы общей теории относительности

Общая теория относительности, на которой основана метрика ФРВ, является исключительно успешной теорией, выдержавшей все наблюдательные проверки на сегодняшний день. Однако, на фундаментальном уровне она несовместима с квантовой механикой, а предсказывая сингулярности, предсказывает и собственное разрушение. Любая альтернативная теория гравитации немедленно влечет за собой альтернативную космологическую теорию, поскольку ΛCDM опирается на общую теорию относительности как на базовое предположение. Существует множество различных мотивов для модификации общей теории относительности, таких как стремление устранить необходимость в тёмной материи или тёмной энергии, или избежать подобных парадоксов, как, например, "стена огня". Существует огромное количество модифицированных теорий гравитации, ни одна из которых не получила широкого признания, хотя эта область остаётся активной в исследованиях. Ниже представлены некоторые из наиболее известных теорий.

Вселенная Маха

Эрнст Мах разработал своего рода расширение общей теории относительности, которое предполагало, что инерция обусловлена гравитационными эффектами распределения массы во Вселенной. Это естественным образом привело к размышлениям о космологических последствиях подобного предположения. Карлу Брансу и Роберту Дику удалось успешно включить принцип Маха в общую теорию относительности, что позволило получить космологические решения, подразумевающие переменную массу. Однородно распределённая масса Вселенной привела бы к возникновению приблизительно скалярного поля, пронизывающего Вселенную и являющегося источником гравитационной постоянной Ньютона, создавая тем самым теорию квантовой гравитации.

МОНД

Модифицированная ньютоновская динамика (MOND) – относительно недавнее предложение по объяснению проблемы вращения галактик, основанное на изменении второго закона Ньютона о динамике при малых ускорениях. Это привело бы к масштабному изменению универсальной теории гравитации Ньютона. Модификация теории Ньютона также подразумевает модификацию общей релятивистской космологии, поскольку ньютоновская космология является пределом космологии Фридмана. В то время как подавляющее большинство астрофизиков сегодня отвергают MOND в пользу тёмной материи, небольшое число исследователей продолжает её развивать, недавно включив теории Бранса — Дикке в модели, стремящиеся объяснить космологические наблюдения. Тензорно-векторно-скалярная гравитация (TeVeS) – предложенная релятивистская теория, эквивалентная модифицированной ньютоновской динамике (MOND) в нерелятивистском пределе, которая пытается объяснить проблему вращения галактик без привлечения тёмной материи. Разработанная Якобом Бекенштейном в 2004 году, она включает в себя различные динамические и нединамические тензорные, векторные и скалярные поля. Преимущество TeVeS перед MOND заключается в том, что она способна объяснить явление гравитационного линзирования – космическую оптическую иллюзию, при которой материя искривляет свет, что многократно подтверждалось наблюдениями. Недавняя предварительная оценка показывает, что она может объяснить формирование структуры без КТМ, однако требует наличия массивного нейтрино с энергией около 2 эВ (они также необходимы для соответствия некоторым скоплениям галактик, включая скопление Пуля). Тем не менее, другие авторы (см. Slosar, Melchiorri и Silk) утверждают, что TeVeS не может одновременно объяснить анизотропии космического микроволнового фона и формирование структуры, то есть исключают эти модели с высокой степенью достоверности.

f ((R) гравитация

f(R)-гравитация — это семейство теорий, модифицирующих общую теорию относительности путем определения иной функции скаляра Риччи. В простейшем случае эта функция равна самому скаляру, что соответствует общей теории относительности. Введение произвольной функции открывает возможность объяснить ускоренное расширение и формирование структуры Вселенной без привлечения неизвестных форм тёмной энергии или тёмной материи. Некоторые функциональные формы могут быть вдохновлены поправками, возникающими в квантовой теории гравитации. f(R)-гравитация была впервые предложена в 1970 году Хансом Адольфом Бухдалем (хотя для обозначения произвольной функции использовалась буква φ, а не f). После работ Старобинского по космической инфляции эта область стала активно развиваться. Используя различные функции, в рамках этой теории можно получить широкий спектр явлений, однако многие функциональные формы в настоящее время исключаются на основании наблюдательных данных или из-за наличия патологических теоретических проблем.

Другие альтернативы

Теория Калуза — Клейна, постулирующая существование дополнительного пространственного измерения, тем самым превращающая нашу Вселенную из 4-мерной (в рамках общей теории относительности) в 5-мерную. Модель DGP является одной из моделей этого типа и, как утверждается, способна объяснить темную энергию без привлечения космологической постоянной. Энтропийная гравитация описывает гравитацию как энтропийную силу с макроскопической однородностью, но подверженную квантовому беспорядку. Теория заявляет о возможности устранения необходимости в темной материи и предоставления естественного объяснения темной энергии. Модель GRSI модифицирует общую теорию относительности, добавляя члены самодействия, аналогичные тем, что встречаются в квантовой хромодинамике, что приводит к эффекту, подобному конфайнменту кварков в гравитации. Утверждается, что она способна объяснить наблюдения без необходимости в темной материи или темной энергии. Ударная космология, предложенная Джоэлем Смоллером и Блейком Темплом в 2003 году, рассматривает Большой взрыв как взрыв внутри черной дыры, порождающий расширяющийся объем пространства и материи, включающий наблюдаемую Вселенную. Эта черная дыра в конечном итоге превращается в белую дыру по мере уменьшения плотности материи в процессе расширения. Связанная теория предполагает, что ускорение расширения наблюдаемой Вселенной, обычно объясняемое темной энергией, может быть вызвано эффектом ударной волны.

Внешние ссылки и ссылки

Нарликар, Джаянт В. и Т. Падманабхан, "Стандартная космология и альтернативы: критический анализ". Ежегодный обзор астрономии и астрофизики, том 39, стр. 211–248 (2001). Райт, Эдвард Л. "Космологические моды и заблуждения: ошибки в некоторых популярных критических замечаниях в адрес теории Большого взрыва".