Изучение эволюции Вселенной и её крупномасштабной структуры

Модель расширяющейся Вселенной описывает сам факт расширения. До последнего времени не было ясности в том, как эволюционирует крупномасштабная структура Вселенной. В общем случае не рассматривается, когда и почему Вселенная начала расширяться. То есть на больших масштабах Вселенная пространственно однородна и изотропна.


Предметом статьи являются знания о наблюдаемой Вселенной как о едином целом: наблюдения, их теоретическая интерпретация и история становления. Первый значительный толчок в сторону современных представлений о Вселенной совершил Коперник. Одной из проблем является неопределённость в значении постоянной Хаббла и её изотропии.

Однако если время жизни Вселенной конечно, то очевидно, что причина его возникновения кроется на начальных этапах её становления. Если отклонения масштабны и систематичны, то наблюдается эффект Сюняева — Зельдовича, малые же флуктуации обусловлены флуктуациями вещества на ранних стадиях развития Вселенной. К примеру, по положению первого пика можно судить о полной плотности Вселенной, а по его величине — содержание барионов.

Излучение, изначально коротковолновое, на пути к нам из-за расширения Вселенной поглощается там, где его длина волны сравнивается с этим «лесом». Так, с его помощью было установлено, что скопления галактик размером от 10 до 100 Мпк являются гравитационно связанными, тем самым являясь самыми крупными стабильными системами во Вселенной.

Если принять предположение, что гамма-всплеск — это взрыв сверхновой звезды населения III, то можно изучать историю обогащения Вселенной тяжёлыми металлами. Вместе с тем, неоднородности в распределении галактик не отменяют факта высокой однородности Вселенной в начальном состоянии, выводимого из высокой степени изотропии реликтового излучения.

Возраст Вселенной, получаемый из закона расширения должен быть строго больше возраста самых старых объектов. Однако наблюдаемые во Вселенной эволюционные процессы, по всей видимости не согласуются с таким космологическим принципом. Теория гравитации, обычно это ОТО. Хотя её эффекты проверены только в масштабах Солнечной системы, и её использование в масштабе галактик и Вселенной в целом может быть подвергнуто сомнению.

В основе большинства моделей лежит ОТО и её геометрический взгляд на природу гравитации. В современной общепринятой модели расширения космологическая постоянная положительна и существенно отлична от нуля, то есть на больших масштабах возникают силы антигравитации. В зависимости от этого значения Вселенная либо будет расширяться до какого-то размера, а потом сожмётся, либо будет неограниченно расширяться.

Изучение эволюции Вселенной и её крупномасштабной структуры

Вселе́нная — не имеющее строгого определения понятие в астрономии и философии[комм. 1]. Оно делится на две принципиально отличающиеся сущности: умозрительную (философскую) и материальную, доступную наблюдениям в настоящее время или в обозримом будущем. В историческом плане для обозначения «всего пространства» использовались различные слова, включая эквиваленты и варианты из различных языков, такие как «космос», «мир», «небесная сфера».

Теория Большого взрыва (модель горячей Вселенной)

Сами теории стремятся объяснить и описать происхождение химических элементов, ход развития и причину расширения, возникновение крупномасштабной структуры. Второй по величине вклад внесли Кеплер и Ньютон. Их индивидуальная эволюция и взаимодействие друг с другом порождает множество явлений.

В центре диаграммы представлены важные этапы эволюции одной звезды: от её формирования до смерти. Их ход малозависим от того, что происходит со всей галактикой в целом. Однако, общее число вновь образующихся звёзд и их параметры подвержены значительному внешнему влиянию. А для этого нужно измерять расстояния и красные смещения и как можно более далеких объектов.

А это возможно только с помощью РСДБ-наблюдений, с базой в диаметр Земли, или ещё больше как эксперименте «Радиоастрон». И основная сложность заключается в том, что наилучшие точности у разных методах достигаются на разных масштабах. Поэтому для измерений всё более и более далёких объектов используется всё более и более длинная цепочка методов, каждый из которых опирается на результаты предыдущего.

Vr — соответственно угловая (в секундах дуги в год) и лучевая (в км/с) скорость звезды скопления, λ — угол между прямыми Солнце—звезда и звезда—радиант, а D — расстояние, выраженное в парсеках. Цефеиды расположены, в основном, в областях недавнего звёздообразования и поэтому являются молодыми объектами. Скорее всего, это связано с тем, что массы цефеид различны.

В пределах Млечного Пути это не составляет особого труда, но чем больше расстояние, тем меньше угол, разделяющий звёзды. Необходимо учитывать поглощение света пылью и неоднородность её распределения в пространстве. На протяжении XX века его значение постоянно менялось, а значит, менялась и оценка расстояния, получаемая подобным способом.

Вспышка сверхновой — колоссальный взрывной процесс, происходящий по всему телу звезды, при этом количество выделившейся энергии лежит в диапазоне от 1050 — 1051 эрг. Суть этой проблемы состоит в том, что измеряется не боллометрическая интенсивность (интегрированная по всему спектру), а в определённом спектральном диапазоне приёмника.

0 и y=η/η0 — угловые положения источника и изображения соответственно, с — скорость света, zl — красное смещение линзы, а ψ — потенциал отклонения, зависящий от выбора модели. Так, измеренное значение H0 по галактике SBS 1520+530 в зависимости от модели колеблется от 46 до 72 км/(с Мпк). Основным достоинством метода является то, что красные гиганты удалены от областей звёздообразования и повышенной концентрации пыли, что сильно облегчает учёт поглощения.

Именно благодаря им в 1998 году две группы наблюдателей открыли ускорение расширения Вселенной. Главным аргументом, подтверждающий теорию горячей Вселенной, является значение её удельной энтропии. Первым способом изучения крупномасштабной структуры Вселенной, не потерявший своей актуальности, стал так называемый метод «звёздных подсчётов» или метод «звёздных черпков».

Почитать еще: