Введение
Космологические явления
Observations show that the expansion of the universe is accelerating, such that the velocity at which a distant galaxy recedes from the observer is continuously increasing with time. The accelerated expansion of the universe was discovered in 1998 by two independent projects, the Supernova Cosmology Project and the High Z Supernova Search Team, which used distant type Ia supernovae to measure the acceleration. The idea was that as type Ia supernovae have almost the same intrinsic brightness (a standard candle), and since objects that are farther away appear dimmer, the observed brightness of these supernovae can be used to measure the distance to them. The distance can then be compared to the supernovae's cosmological redshift, which measures how much the universe has expanded since the supernova occurred; the Hubble law established that the farther away that an object is, the faster it is receding. The unexpected result was that objects in the universe are moving away from one another at an accelerating rate. Cosmologists at the time expected that recession velocity would always be decelerating, due to the gravitational attraction of the matter in the universe. Three members of these two groups have subsequently been awarded Nobel Prizes for their discovery. Confirmatory evidence has been found in baryon acoustic oscillations, and in analyses of the clustering of galaxies. The accelerated expansion of the universe is thought to have begun since the universe entered its dark energy dominated era roughly 5 billion years ago. refn |1= the Big Bang model has become the most accepted model explaining the evolution of our universe. The Friedmann equation defines how the energy in the universe drives its expansion. where κ represents the curvature of the universe, a(t) is the scale factor, ρ is the total energy density of the universe, and H is the Hubble parameter. We define a critical density
and the density parameter
We can then rewrite the Hubble parameter as
where the four currently hypothesized contributors to the energy density of the universe are curvature, matter, radiation and dark energy. Each of the components decreases with the expansion of the universe (increasing scale factor), except perhaps the dark energy term. It is the values of these cosmological parameters which physicists use to determine the acceleration of the universe. The acceleration equation describes the evolution of the scale factor with time
where the pressure P is defined by the cosmological model chosen. (see explanatory models below)
Physicists at one time were so assured of the deceleration of the universe's expansion that they introduced a so called deceleration parameter q0. Current observations indicate this deceleration parameter is negative.
Наблюдения показывают, что расширение Вселенной ускоряется, так что скорость, с которой далекая галактика удаляется от наблюдателя, непрерывно увеличивается со временем. Ускоренное расширение Вселенной было обнаружено в 1998 году двумя независимыми проектами: проектом «Суперновая космология» и группой по поиску сверхновых с высоким красным смещением, которые использовали далекие сверхновые типа Ia для измерения ускорения. Идея заключалась в том, что сверхновые типа Ia имеют почти одинаковую внутреннюю светимость (являются стандартными свечами), и поскольку объекты, находящиеся дальше, кажутся тусклее, наблюдаемую светимость этих сверхновых можно использовать для измерения расстояния до них. Это расстояние можно сравнить с космологическим красным смещением сверхновой, которое измеряет, насколько Вселенная расширилась с момента взрыва сверхновой; закон Хаббла установил, что чем дальше объект, тем быстрее он удаляется. Неожиданным результатом стало то, что объекты во Вселенной удаляются друг от друга с ускоряющейся скоростью. Космологи в то время ожидали, что скорость удаления будет всегда замедляться из-за гравитационного притяжения материи во Вселенной. Три члена этих двух групп впоследствии были удостоены Нобелевской премии за это открытие. Подтверждающие данные были получены в результате изучения барионных акустических колебаний и анализа группировки галактик. Считается, что ускоренное расширение Вселенной началось примерно 5 миллиардов лет назад, когда Вселенная вошла в эпоху доминирования темной энергии. refn |1= Модель Большого взрыва стала наиболее общепринятой моделью, объясняющей эволюцию нашей Вселенной. Уравнение Фридмана определяет, как энергия во Вселенной обуславливает ее расширение, где κ представляет кривизну Вселенной, a(t) – масштабный фактор, ρ – полная плотность энергии Вселенной, а H – параметр Хаббла. Мы определяем критическую плотность и параметр плотности.
Observations show that the expansion of the universe is accelerating, such that the velocity at which a distant galaxy recedes from the observer is continuously increasing with time. The accelerated expansion of the universe was discovered in 1998 by two independent projects, the Supernova Cosmology Project and the High Z Supernova Search Team, which used distant type Ia supernovae to measure the acceleration. The idea was that as type Ia supernovae have almost the same intrinsic brightness (a standard candle), and since objects that are farther away appear dimmer, the observed brightness of these supernovae can be used to measure the distance to them. The distance can then be compared to the supernovae's cosmological redshift, which measures how much the universe has expanded since the supernova occurred; the Hubble law established that the farther away that an object is, the faster it is receding. The unexpected result was that objects in the universe are moving away from one another at an accelerating rate. Cosmologists at the time expected that recession velocity would always be decelerating, due to the gravitational attraction of the matter in the universe. Three members of these two groups have subsequently been awarded Nobel Prizes for their discovery. Confirmatory evidence has been found in baryon acoustic oscillations, and in analyses of the clustering of galaxies. The accelerated expansion of the universe is thought to have begun since the universe entered its dark energy dominated era roughly 5 billion years ago. refn |1= the Big Bang model has become the most accepted model explaining the evolution of our universe. The Friedmann equation defines how the energy in the universe drives its expansion. where κ represents the curvature of the universe, a(t) is the scale factor, ρ is the total energy density of the universe, and H is the Hubble parameter. We define a critical density
and the density parameter
We can then rewrite the Hubble parameter as
where the four currently hypothesized contributors to the energy density of the universe are curvature, matter, radiation and dark energy. Each of the components decreases with the expansion of the universe (increasing scale factor), except perhaps the dark energy term. It is the values of these cosmological parameters which physicists use to determine the acceleration of the universe. The acceleration equation describes the evolution of the scale factor with time
where the pressure P is defined by the cosmological model chosen. (see explanatory models below)
Physicists at one time were so assured of the deceleration of the universe's expansion that they introduced a so called deceleration parameter q0. Current observations indicate this deceleration parameter is negative.
Затем мы можем переписать параметр Хаббла как
Observations show that the expansion of the universe is accelerating, such that the velocity at which a distant galaxy recedes from the observer is continuously increasing with time. The accelerated expansion of the universe was discovered in 1998 by two independent projects, the Supernova Cosmology Project and the High Z Supernova Search Team, which used distant type Ia supernovae to measure the acceleration. The idea was that as type Ia supernovae have almost the same intrinsic brightness (a standard candle), and since objects that are farther away appear dimmer, the observed brightness of these supernovae can be used to measure the distance to them. The distance can then be compared to the supernovae's cosmological redshift, which measures how much the universe has expanded since the supernova occurred; the Hubble law established that the farther away that an object is, the faster it is receding. The unexpected result was that objects in the universe are moving away from one another at an accelerating rate. Cosmologists at the time expected that recession velocity would always be decelerating, due to the gravitational attraction of the matter in the universe. Three members of these two groups have subsequently been awarded Nobel Prizes for their discovery. Confirmatory evidence has been found in baryon acoustic oscillations, and in analyses of the clustering of galaxies. The accelerated expansion of the universe is thought to have begun since the universe entered its dark energy dominated era roughly 5 billion years ago. refn |1= the Big Bang model has become the most accepted model explaining the evolution of our universe. The Friedmann equation defines how the energy in the universe drives its expansion. where κ represents the curvature of the universe, a(t) is the scale factor, ρ is the total energy density of the universe, and H is the Hubble parameter. We define a critical density
and the density parameter
We can then rewrite the Hubble parameter as
where the four currently hypothesized contributors to the energy density of the universe are curvature, matter, radiation and dark energy. Each of the components decreases with the expansion of the universe (increasing scale factor), except perhaps the dark energy term. It is the values of these cosmological parameters which physicists use to determine the acceleration of the universe. The acceleration equation describes the evolution of the scale factor with time
where the pressure P is defined by the cosmological model chosen. (see explanatory models below)
Physicists at one time were so assured of the deceleration of the universe's expansion that they introduced a so called deceleration parameter q0. Current observations indicate this deceleration parameter is negative.
где четыре гипотетических компонента, вносящих вклад в плотность энергии Вселенной, – это кривизна, материя, излучение и темная энергия. Каждый из этих компонентов уменьшается с расширением Вселенной (с увеличением масштабного фактора), за исключением, возможно, компонента темной энергии. Именно значения этих космологических параметров физики используют для определения ускорения Вселенной. Уравнение ускорения описывает эволюцию масштабного фактора во времени
Observations show that the expansion of the universe is accelerating, such that the velocity at which a distant galaxy recedes from the observer is continuously increasing with time. The accelerated expansion of the universe was discovered in 1998 by two independent projects, the Supernova Cosmology Project and the High Z Supernova Search Team, which used distant type Ia supernovae to measure the acceleration. The idea was that as type Ia supernovae have almost the same intrinsic brightness (a standard candle), and since objects that are farther away appear dimmer, the observed brightness of these supernovae can be used to measure the distance to them. The distance can then be compared to the supernovae's cosmological redshift, which measures how much the universe has expanded since the supernova occurred; the Hubble law established that the farther away that an object is, the faster it is receding. The unexpected result was that objects in the universe are moving away from one another at an accelerating rate. Cosmologists at the time expected that recession velocity would always be decelerating, due to the gravitational attraction of the matter in the universe. Three members of these two groups have subsequently been awarded Nobel Prizes for their discovery. Confirmatory evidence has been found in baryon acoustic oscillations, and in analyses of the clustering of galaxies. The accelerated expansion of the universe is thought to have begun since the universe entered its dark energy dominated era roughly 5 billion years ago. refn |1= the Big Bang model has become the most accepted model explaining the evolution of our universe. The Friedmann equation defines how the energy in the universe drives its expansion. where κ represents the curvature of the universe, a(t) is the scale factor, ρ is the total energy density of the universe, and H is the Hubble parameter. We define a critical density
and the density parameter
We can then rewrite the Hubble parameter as
where the four currently hypothesized contributors to the energy density of the universe are curvature, matter, radiation and dark energy. Each of the components decreases with the expansion of the universe (increasing scale factor), except perhaps the dark energy term. It is the values of these cosmological parameters which physicists use to determine the acceleration of the universe. The acceleration equation describes the evolution of the scale factor with time
where the pressure P is defined by the cosmological model chosen. (see explanatory models below)
Physicists at one time were so assured of the deceleration of the universe's expansion that they introduced a so called deceleration parameter q0. Current observations indicate this deceleration parameter is negative.
где давление P определяется выбранной космологической моделью (см. пояснительные модели ниже).
Observations show that the expansion of the universe is accelerating, such that the velocity at which a distant galaxy recedes from the observer is continuously increasing with time. The accelerated expansion of the universe was discovered in 1998 by two independent projects, the Supernova Cosmology Project and the High Z Supernova Search Team, which used distant type Ia supernovae to measure the acceleration. The idea was that as type Ia supernovae have almost the same intrinsic brightness (a standard candle), and since objects that are farther away appear dimmer, the observed brightness of these supernovae can be used to measure the distance to them. The distance can then be compared to the supernovae's cosmological redshift, which measures how much the universe has expanded since the supernova occurred; the Hubble law established that the farther away that an object is, the faster it is receding. The unexpected result was that objects in the universe are moving away from one another at an accelerating rate. Cosmologists at the time expected that recession velocity would always be decelerating, due to the gravitational attraction of the matter in the universe. Three members of these two groups have subsequently been awarded Nobel Prizes for their discovery. Confirmatory evidence has been found in baryon acoustic oscillations, and in analyses of the clustering of galaxies. The accelerated expansion of the universe is thought to have begun since the universe entered its dark energy dominated era roughly 5 billion years ago. refn |1= the Big Bang model has become the most accepted model explaining the evolution of our universe. The Friedmann equation defines how the energy in the universe drives its expansion. where κ represents the curvature of the universe, a(t) is the scale factor, ρ is the total energy density of the universe, and H is the Hubble parameter. We define a critical density
and the density parameter
We can then rewrite the Hubble parameter as
where the four currently hypothesized contributors to the energy density of the universe are curvature, matter, radiation and dark energy. Each of the components decreases with the expansion of the universe (increasing scale factor), except perhaps the dark energy term. It is the values of these cosmological parameters which physicists use to determine the acceleration of the universe. The acceleration equation describes the evolution of the scale factor with time
where the pressure P is defined by the cosmological model chosen. (see explanatory models below)
Physicists at one time were so assured of the deceleration of the universe's expansion that they introduced a so called deceleration parameter q0. Current observations indicate this deceleration parameter is negative.
В свое время физики были настолько уверены в замедлении расширения Вселенной, что ввели так называемый параметр замедления q0. Современные наблюдения показывают, что этот параметр замедления отрицательный.
Observations show that the expansion of the universe is accelerating, such that the velocity at which a distant galaxy recedes from the observer is continuously increasing with time. The accelerated expansion of the universe was discovered in 1998 by two independent projects, the Supernova Cosmology Project and the High Z Supernova Search Team, which used distant type Ia supernovae to measure the acceleration. The idea was that as type Ia supernovae have almost the same intrinsic brightness (a standard candle), and since objects that are farther away appear dimmer, the observed brightness of these supernovae can be used to measure the distance to them. The distance can then be compared to the supernovae's cosmological redshift, which measures how much the universe has expanded since the supernova occurred; the Hubble law established that the farther away that an object is, the faster it is receding. The unexpected result was that objects in the universe are moving away from one another at an accelerating rate. Cosmologists at the time expected that recession velocity would always be decelerating, due to the gravitational attraction of the matter in the universe. Three members of these two groups have subsequently been awarded Nobel Prizes for their discovery. Confirmatory evidence has been found in baryon acoustic oscillations, and in analyses of the clustering of galaxies. The accelerated expansion of the universe is thought to have begun since the universe entered its dark energy dominated era roughly 5 billion years ago. refn |1= the Big Bang model has become the most accepted model explaining the evolution of our universe. The Friedmann equation defines how the energy in the universe drives its expansion. where κ represents the curvature of the universe, a(t) is the scale factor, ρ is the total energy density of the universe, and H is the Hubble parameter. We define a critical density
and the density parameter
We can then rewrite the Hubble parameter as
where the four currently hypothesized contributors to the energy density of the universe are curvature, matter, radiation and dark energy. Each of the components decreases with the expansion of the universe (increasing scale factor), except perhaps the dark energy term. It is the values of these cosmological parameters which physicists use to determine the acceleration of the universe. The acceleration equation describes the evolution of the scale factor with time
where the pressure P is defined by the cosmological model chosen. (see explanatory models below)
Physicists at one time were so assured of the deceleration of the universe's expansion that they introduced a so called deceleration parameter q0. Current observations indicate this deceleration parameter is negative.
Отношение к инфляции
Согласно теории космической инфляции, на самых ранних этапах существования Вселенная пережила период очень быстрого, почти экспоненциального расширения. Хотя временной масштаб этого периода расширения был значительно меньше, чем текущий, это был период ускоренного расширения, имеющий некоторые сходства с современной эпохой.
Техническое определение
Определение "ускоряющегося расширения" заключается в том, что вторая производная по времени космического масштабного фактора, , положительна, что эквивалентно отрицательному значению параметра замедления, . Однако следует отметить, что это не подразумевает увеличение параметра Хаббла со временем. Поскольку параметр Хаббла определяется как , из определений следует, что производная параметра Хаббла выражается следующим образом:
Таким образом, параметр Хаббла уменьшается со временем, если только наблюдения не указывают на , что подразумевает положительное значение и отрицательное значение . По сути, это означает, что скорость удаления любой конкретной галактики со временем увеличивается, но отношение ее скорости к расстоянию все еще уменьшается; следовательно, различные галактики, расширяющиеся на сфере фиксированного радиуса, пересекают эту сферу с меньшей скоростью в более поздние моменты времени. Из вышесказанного следует, что случай "нулевого ускорения/замедления" соответствует тому, что является линейной функцией , , , и .
Доказательства ускорения
Скорость расширения Вселенной может быть проанализирована по зависимости яркости от красного смещения для астрономических объектов, используемых в качестве стандартных свечей, или по зависимости расстояния от красного смещения для стандартных линеек. Кроме того, важным фактором является рост крупномасштабной структуры, который показывает, что наблюдаемые значения космологических параметров наилучшим образом описываются моделями, включающими ускоренное расширение.
Наблюдение за сверхновой
В 1998 году первые свидетельства ускорения были получены в результате наблюдений за сверхновыми типа Ia – взрывающимися белыми карликами, превысившими предел своей стабильности. Поскольку все они имеют схожие массы, их истинную светимость можно стандартизировать. Для обнаружения сверхновых используется многократное сканирование выбранных участков неба, а последующие наблюдения позволяют определить их максимальную яркость, которая затем преобразуется в величину, известную как расстояние по светимости (подробности см. в разделе «Методы определения расстояний в космологии»). Спектральные линии их света используются для определения красного смещения. Для сверхновых с красным смещением менее примерно 0,1, или временем прохождения света менее 10% возраста Вселенной, это дает почти линейную зависимость между расстоянием и красным смещением, обусловленную законом Хаббла. На больших расстояниях, поскольку скорость расширения Вселенной менялась со временем, зависимость расстояния от красного смещения отклоняется от линейности, и степень этого отклонения зависит от того, как менялась скорость расширения. Полный расчет требует численного интегрирования уравнения Фридмана, но можно привести следующее упрощенное выведение: красное смещение z напрямую определяет масштабный фактор Вселенной в момент взрыва сверхновой. Таким образом, сверхновая с измеренным красным смещением z означает, что Вселенная была = ее нынешнего размера в момент взрыва сверхновой. В случае ускоренного расширения величина положительна, следовательно, в прошлом она была меньше, чем сегодня. Таким образом, ускоряющейся Вселенной потребовалось больше времени для расширения от 2/3 до 1 ее нынешнего размера, чем Вселенной, расширяющейся с постоянной скоростью и имеющей то же значение постоянной Хаббла в настоящем времени. Это приводит к увеличению времени прохождения света, увеличению расстояния и уменьшению яркости сверхновых, что соответствует наблюдаемым данным. Адам Рисс и его коллеги обнаружили, что «расстояния до сверхновых типа Ia с высоким красным смещением в среднем на 10–15% больше, чем ожидалось во Вселенной с низкой плотностью массы без космологической постоянной». Это означает, что измеренные расстояния до сверхновых с высоким красным смещением были слишком велики по сравнению с расстояниями до близких сверхновых для замедляющейся Вселенной. Ряд исследователей поставили под сомнение общепринятое мнение об ускорении или предположение о «космологическом принципе» (о том, что Вселенная однородна и изотропна). Например, в статье 2019 года был проанализирован каталог Joint Light-curve Analysis сверхновых типа Ia, содержащий в десять раз больше сверхновых, чем использовалось в анализе 1998 года, и было сделано заключение, что мало свидетельств существования «монополя», то есть изотропного ускорения во всех направлениях. См. также раздел «Альтернативные теории» ниже.
Кластеры галактик
Измерение массовых функций скоплений галактик, описывающих числовую плотность скоплений с массой выше определенного порога, также предоставляет доказательства существования темной энергии. Сравнивая эти массовые функции при высоких и низких красных смещениях с предсказаниями различных космологических моделей, получают значения параметров w и Ωm, которые подтверждают низкую плотность материи и ненулевое количество темной энергии. Это не только подтвердило предсказания Эйнштейна, но и открыло новое окно во Вселенную. Эти гравитационные волны могут служить своего рода стандартными сиренами для измерения скорости расширения Вселенной. Аббот и др. в 2017 году измерили значение постоянной Хаббла, равное приблизительно 70 километрам в секунду на мегапарсек. Например, при H0 = 70 км·с−1·Мпк−1, время, оставшееся до конца Вселенной в сценарии Большого Разрыва, составляет 22 миллиарда лет.
Альтернативные теории
Есть много альтернативных объяснений ускоряющейся Вселенной. Некоторые примеры – квинтэссенция, предлагаемая форма тёмной энергии с неконстантным уравнением состояния, плотность которой уменьшается со временем. Космология отрицательной массы не исходит из предположения, что плотность массы Вселенной положительна (как это делается в наблюдениях сверхновых), и вместо этого предполагает отрицательную космологическую постоянную. Бритва Оккама также указывает на то, что это «более экономная гипотеза». Тёмная жидкость – это альтернативное объяснение ускоряющегося расширения, которое пытается объединить тёмную материю и тёмную энергию в единую структуру. В качестве альтернативы, некоторые авторы утверждают, что ускоренное расширение Вселенной может быть обусловлено отталкивающим гравитационным взаимодействием антиматерии или отклонением законов гравитации от общей теории относительности, например, массивной гравитацией, что означает, что сами гравитоны обладают массой. Измерение скорости гравитации на основе события гравитационной волны GW170817 исключило многие модифицированные теории гравитации в качестве альтернативных объяснений тёмной энергии. Другой тип модели, гипотеза обратного воздействия, была предложена космологом Сакси Рясяненом: скорость расширения неоднородна, но Земля находится в области, где расширение происходит быстрее, чем в среднем. Неоднородности в ранней Вселенной приводят к образованию стен и пузырей, внутри которых материи меньше, чем в среднем. Согласно общей теории относительности, пространство внутри пузырей менее искривлено, чем на стенах, и, следовательно, имеет больший объём и более высокую скорость расширения. В более плотных областях расширение замедляется из-за более сильного гравитационного притяжения. Таким образом, сжатие более плотных областей выглядит так же, как ускоренное расширение пузырей, что приводит к выводу об ускоренном расширении Вселенной. Преимущество состоит в том, что это не требует введения новой физики, такой как тёмная энергия. Рясянен не считает эту модель вероятной, но без каких-либо опровержений она должна оставаться возможной. Для её работоспособности требуются довольно большие флуктуации плотности (20%). Другой подход использует космологическое расширение принципа эквивалентности, чтобы показать, как пространство может казаться расширяющимся быстрее в пустотах, окружающих наше локальное скопление. Хотя эти эффекты слабы, при кумулятивном рассмотрении в течение миллиардов лет они могут стать значительными, создавая иллюзию космического ускорения и заставляя нас думать, что мы живём в пузыре Хаббла. Другие возможности заключаются в том, что ускоренное расширение Вселенной – это иллюзия, вызванная относительным движением нас по отношению к остальной Вселенной, или в том, что размер выборки сверхновых, использованный для наблюдений, был недостаточно велик.
Теории последствий для Вселенной
По мере расширения Вселенной плотность излучения и обычной тёмной материи уменьшается быстрее, чем плотность тёмной энергии (см. уравнение состояния), и в конечном итоге тёмная энергия начинает преобладать. В частности, когда масштаб Вселенной удваивается, плотность материи снижается в 8 раз, а плотность тёмной энергии практически не изменяется (она остаётся строго постоянной, если тёмная энергия является космологической постоянной). Постоянно расширяющаяся Вселенная с ненулевой космологической постоянной характеризуется уменьшением плотности массы со временем. Согласно современным представлениям, в таком сценарии вся материя ионизируется и распадётся на отдельные стабильные частицы, такие как электроны и нейтрино, а все сложные структуры рассеются. Этот сценарий известен как «тепловая смерть Вселенной» (также известная как «Большое замерзание»). Альтернативные варианты конечной судьбы Вселенной включают Большой Разрыв, упомянутый выше, Большой Отскок или Большой Схлоп.