Современная наука о космосе

2.3 Природа тёмной энергии

Сущность тёмной энергии является предметом споров. Известно, что она очень равномерно распределена, имеет низкую плотность, и не взаимодействует сколько-нибудь заметно посредством известных фундаментальных типов взаимодействия — за исключением гравитации. Поскольку гипотетическая плотность тёмной энергии не слишком велика — порядка 10−29 граммов на кубический сантиметр — её вряд ли удастся обнаружить лабораторным экспериментом (хотя уже были заявления о таком обнаружении). Тёмная энергия может оказывать такое глубокое влияние на Вселенную (составляя 70 % процентов всей энергии) только потому, что она однородно наполняет пустое (в иных отношениях) пространство. Существуют две главные модели, объясняющие природу тёмной энергии: «космологическая константа» и «квинтэссенция».

 

3 Темная Материя

Скрытая масса (англ. Dark matter) (в космологии и астрофизике также тёмная материя, тёмное вещество, тёмная энергия) — общее название совокупности астрономических объектов, недоступных прямым наблюдениям современными средствами астрономии (то есть не испускающие электромагнитного излучения достаточной для наблюдений интенсивности), но наблюдаемым косвенно по гравитационным эффектам, оказываемым на наблюдаемые объекты. По современным представлениям, только около 4,4 % массы Вселенной составляет обычная барионная материя. Приблизительно 23 % приходится на небарионную тёмную материю, не участвующую в сильном и электромагнитном взаимодействии. Она наблюдается только в гравитационных эффектах. В зависимости от скорости частиц различают горячую и холодную тёмную материю.

 

Рисунок 3.1 – Схематическое изображение Темной Материи

Горячая тёмная материя состоит из частиц, движущихся с околосветовыми скоростями, по-видимому, из нейтрино. Горячей тёмной материи недостаточно, по современным представлениям, для формирования галактик. Исследование структуры реликтового излучения показало, что существовали очень мелкие флуктуации плотности вещества. Быстро движущаяся горячая тёмная материя не могла бы сформировать такую тонкую структуру.

 

Рисунок 3.2 – Схематическое изображение

Холодная тёмная материя должна состоять из массивных медленно движущихся (и в этом смысле «холодных») частиц или сгустков вещества. Экспериментально такие частицы не обнаружены.В качестве кандидатов на роль холодной тёмной материи выступают слабо взаимодействующие массивные частицы (Weakly Interactive Massive Particles, WIMP), такие как аксионы и суперсимметричные партнёры-фермионы лёгких бозонов — фотино, гравитино и др. Впервые предположение о существовании материи, взаимодействующей с обычным веществом только через гравитацию, было высказано в начале XX века в связи с аномальным движением Меркурия. Однако эта проблема была решена благодаря теории относительности.

3.1 Скрытая масса и космологические параметры: проблема тёмной энергии

Одной из основных проблем космологии является вопрос о средней кривизне пространства и темпе расширения Вселенной. Если кривизна пространства нулевая или отрицательная, то расширение Вселенной происходит неограниченно (плоская и открытая модели Вселенной); если кривизна положительна, то расширение Вселенной должно смениться сжатием (закрытая модель Вселенной). В свою очередь, в рамках общей теории относительности (ОТО), средняя кривизна пространства Вселенной зависит от её средней плотности, нулевой кривизне соответствует критическая плотность Ωcrit ~ 10-29 г/см³, что эквивалентно примерно 5 атомов водорода на м³. Однако, несмотря на то, что наблюдаемое значение средней плотности светящейся материи Ωvis составляет порядка 1 % от критической, данные наблюдений свидетельствуют о том, что кривизна Вселенной близка к нулю, т. е. Ω довольно близко к Ωcrit В 1917 г. Эйнштейн для обеспечения стационарности (независимости от времени) космологической модели ОТО ввёл космологическую постоянную Λ, действующую в больших масштабах как силу отталкивания, однако в 1922 г. Фридман опубликовал работу по космологической модели нестационарной расширяющейся Вселенной, в которой космологическая постоянная была равна нулю. После открытия Хабблом красного смещения, т. е. космологического расширения, основания для введения космологической постоянной отпали, и сам Эйнштейн в разговоре с Гамовым назвал идею космологической постоянной своим самым большим промахом (biggest blunder) в науке. Вместе с тем, наблюдения сверхновых типа Ia, проведённые в 1998 г. в рамках Supernova Cosmology Project показали, что постоянная Хаббла меняется со временем таким образом, что её поведение можно объяснить соответствующим подбором величины космологической постоянной Λ, вносящей вклад ΩΛ в среднюю плотность Ω. Эта часть скрытой массы получила название тёмной энергии (dark energy).

 

Рисунок 3.3 - Состав Вселенной по данным WMAP

Интерпретация данных по анизотропии реликтового излучения, полученных в ходе работы WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, 2003 г.) дала следующие результаты. Наблюдаемая плотность Ω близка к Ωcrit и распределение Ω = ΩΛ + Ωvis + Ωdark по компонентам: барионная материя Ωvis — 4,4 %, тёмная холодная материя (WIMP) Ωdark — 23 %, «тёмная энергия» ΩΛ — 72,6 %

 

4 Барион

Барионы (от греч. βαρύς — тяжёлый) — семейство элементарных частиц, сильно взаимодействующие фермионы, состоящие из трёх кварков (предполагается, но не доказано существование барионов из 5 и большего числа кварков, см. Пентакварк). Барионы вместе с мезонами (последние состоят из двух кварков) составляют группу элементарных частиц, участвующих в сильном взаимодействии и называемых адронами. К основным барионам относятся (по мере возрастания массы): протон, нейтрон, ламбда-гиперон, сигма-гиперон, кси-гиперон, омега-гиперон. Масса омега-гиперона (3278 масс электрона), почти в 1,8 раз больше массы протона.

 

Рисунок 4.1 – Компьютерное изображение бариона

Наиболее стабильными барионами являются протон и нейтрон (вместе они составляют группу нуклонов). Первый из них, насколько это сегодня известно, абсолютно стабилен, второй испытывает бета-распад с временем жизни, близким к 1000 с. Более тяжёлые барионы распадаются за время от 10−23 до 10−10 с. Нуклоны имеют кварковый состав uud (протон) и udd (нейтрон). Их спин равен 1/2, странность нулевая. Масса близка к 940 МэВ. Вместе со своими короткоживущими возбуждёнными состояниями нуклоны относятся к группе N-барионов. Барионы, содержащие как минимум один странный кварк (но не содержащие более тяжелых кварков), называются гиперонами. В семействе барионов, кроме нуклонов, выделяют группы Δ-, Λ-, Σ-, Ξ- и Ω-барионов.

-Δ-барионы (Δ++, Δ+, Δ0, Δ−), как и нуклоны, состоят из u- и d-кварков, но, в отличие от нуклонов, их спин равен 3/2. Распадаются они главным образом на нуклон и пион. Время жизни Δ-барионов близко к 10−23 с.

-Λ-барионы (Λ0) — нейтральные (но не истинно нейтральные) частицы со спином 1/2 и странностью −1 (то есть их можно называть Λ-гиперонами), состоящие из u-, d- и s-кварка. В них u- и d-кварки находятся в синглетном по изоспину состоянии (I=0). Масса 1117 МэВ. Распадаются преимущественно на протон и отрицательный пион или на нейтрон и нейтральный пион с временем жизни 2,6×10−10 с. Открыты также тяжёлые Λ-барионы (Λ+c и Λ0b), в которых странный кварк заменён очарованным (c-кварком) или красивым (b-кварком).

-Σ-барионы (Σ+, Σ0, Σ−) имеют спин 1/2, странность −1. Как и Λ-барион, состоят из u-, d- и s-кварка, но триплетны по изоспину (I=1). Нейтральный Σ0-барион имеет тот же кварковый состав, что и Λ0-барион (uds), но тяжелее. В связи с этим он очень быстро распадается в Λ0 с вылетом фотона. Время жизни составляет лишь 6×10−20 с, поскольку распад происходит за счёт электромагнитного взаимодействия). Σ+ (uus) и Σ− (dds) распадаются за примерно 10−10 с на пион и нуклон. Следует отметить, что Σ+ и Σ− не являются частицей и античастицей — это самостоятельные частицы, каждая из них (как, кстати, и Σ0) имеет свою античастицу. Массы Σ-гиперонов составляют около 1200 МэВ. Обнаружены также тяжёлые Σ-барионы, не являющиеся гиперонами (то есть содержащие вместо s-кварка более тяжёлый кварк).

-Ξ-барионы (Ξ0 и Ξ−) имеют спин 1/2, странность −2. Они содержат по два странных кварка; кварковый состав uss (Ξ0) и dss (Ξ−). Их масса близка к 1,3 ГэВ. Распадаются (с временем жизни около 10−10 с) на пион и Λ0-гиперон. Существуют тяжёлые Ξ-барионы, не являющиеся гиперонами (один из странных кварков заменен c- или b-кварком).

-Ω-барионы (существует лишь один тип этих частиц, Ω−гиперон) имеют спин 3/2 и странность −3, состоят из 3 странных кварков (sss). Масса частицы 1,672 ГэВ. Преимущественные моды распада — на Λ0-гиперон и отрицательный каон или на Ξ0 и отрицательный пион (время жизни около 10−10 с). Открыты некоторые тяжёлые Ω-барионы, отличающиеся заменой одного из s-кварков на тяжёлый кварк.

 

Рисунок 4.2 - Декуплет барионов со спином 3/2

 

Рисунок 4.3 - Октет барионов со спином 1/2

Существует также широкий спектр короткоживущих возбуждённых состояний этих барионов. Большинство лёгких барионов в основном состоянии распадаются за счёт слабого взаимодействия, поэтому их время жизни относительно велико (исключение составляет, как было отмечено выше, Σ0-гиперон). Лёгкие барионы (гипероны, Δ-барионы и нуклоны) в зависимости от спина входят в состав одного из двух мультиплетов: декуплета со спином 3/2 (Δ-барионы, Ω-гипероны и возбуждённые состояния Σ- и Ξ-гиперонов) и октета со спином 1/2 (нуклоны, Σ-, Λ- и Ξ-гипероны).

Барионы подчиняются эмпирически установленному закону сохранения барионного числа: в замкнутой системе величина, равная разности количества барионов и количества антибарионов, сохраняется. Эта величина называется барионным числом. Причины сохранения барионного числа пока неизвестны (во всяком случае, с ним не связано какое-либо калибровочное поле, как с электрическим зарядом), однако во многих вариантах современных (пока не подтверждённых) теорий, расширяющих Стандартную Модель, этот закон может нарушаться. Если барионное число не сохраняется, то протон (самый лёгкий из барионов) может распадаться; однако пока распад протона не обнаружен — установлено только нижнее ограничение на время жизни протона (от 1029 до 1033 лет, в зависимости от канала распада). Предсказываются и другие процессы, не сохраняющие барионное число, например, нейтрон - антинейтронные осцилляции.

 

5 Чёрные Дыры

Чёрная дыра́— область в пространстве-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света. Граница этой области называется горизонтом событий, а её радиус (если она сферически симметрична) — гравитационным радиусом. В простейшем случае сферически симметричной чёрной дыры он равен радиусу Шварцшильда:

 

 

Рисунок 5.1 – Компьютерное изображение черной дыры

Существование чёрных дыр следует из точных решений уравнений Эйнштейна, первое из которых было получено Карлом Шварцшильдом в 1916 году. Сам термин был придуман Джоном Арчибальдом Уилером в конце 1967 года и впервые употреблён в публичной лекции «Наша Вселенная: известное и неизвестное (Our Universe: the Known and Unknown)» 29 декабря 1967 года.. Ранее подобные астрофизические объекты называли «сколлапсировавшие звёзды» или «коллапсары» (от англ. collapsed stars), а также «застывшие звёзды» (англ. frozen stars).

 

Рисунок5.2 - Гравитационный коллапс

Гравитационный коллапс — катастрофически быстрое сжатие массивных тел под действием гравитационных сил. Гравитационным коллапсом может заканчиваться эволюция звёзд с массой свыше двух солнечных масс. После исчерпания в таких звёздах ядерного расщепляющегося материала они теряют свою механическую устойчивость и начинают с увеличивающейся скоростью сжиматься к центру. Если растущее внутреннее давление останавливает гравитационный коллапс, то центральная область звезды становится сверхплотной нейтронной звездой, что может сопровождаться сбросом оболочки и наблюдаться как вспышка сверхновой звезды. Однако если радиус звезды уменьшился до значения гравитационного радиуса, то никакие силы не могут воспрепятствовать её дальнейшему сжатию и превращению в чёрную дыру.

5.1 Основные свойства

Две важнейшие черты, присущие чёрным дырам в модели Шварцшильда — это наличие горизонта событий (он по определению есть у любой чёрной дыры) и сингулярности, которая отделена этим горизонтом от остальной вселенной. Решением Шварцшильда описывается изолированная невращающаяся, незаряженная и не испаряющаяся чёрная дыра (это сферически симметричное решение уравнений гравитационного поля (уравнений Эйнштейна) в вакууме). Её горизонт событий — это сфера, радиус которой называется гравитационным радиусом или радиусом Шварцшильда. Чёрная дыра с массой, равной массе Земли, обладала бы радиусом Шварцшильда в 9 миллиметров (то есть Земля могла бы стать чёрной дырой, если бы кто-либо смог сжать её до такого размера). Для Солнца радиус Шварцшильда составляет примерно 3 километра. Объекты, размер которых наиболее близок к своему радиусу Шварцшильда, но которые ещё не являются чёрными дырами, — это нейтронные звёзды. Можно ввести понятие «средней плотности» чёрной дыры, поделив её массу на объём, заключённый под горизонтом событий:

 

Средняя плотность падает с ростом массы чёрной дыры. Так, если чёрная дыра с массой порядка солнечной обладает плотностью, превышающей ядерную плотность, то сверхмассивная чёрная дыра с массой в 109 солнечных масс (существование таких чёрных дыр подозревается в квазарах) обладает средней плотностью порядка 20 кг/м³, что существенно меньше плотности воды! Таким образом, чёрную дыру можно получить не только сжатием имеющегося объёма вещества, но и экстенсивным путём, накоплением огромного количества материала. По современным представлениям, есть четыре сценария образования чёрной дыры:

 

Рисунок 5.3 - Иллюстрация художника: аккреционный диск горячей плазмы, вращающийся вокруг чёрной дыры

Гравитационный коллапс (катастрофическое сжатие) достаточно массивной звезды (более чем 3,6 масс Солнца) на конечном этапе её эволюции. Коллапс центральной части галактики или пра-галактического газа. Современные представления помещают огромную () чёрную дыру в центр многих, если не всех, спиральных и эллиптических галактик. Например, в центре нашей Галактики находится чёрная дыра Стрелец A* массой . Формирование чёрных дыр в момент Большого Взрыва в результате флуктуаций гравитационного поля и/или материи. Такие чёрные дыры называются первичными. Возникновение чёрных дыр в ядерных реакциях высоких энергий — квантовые чёрные дыры.

5.2 Падение в чёрную дыру

Представим себе, как должно выглядеть падение в шварцшильдовскую чёрную дыру. Тело, свободно падающее под действием сил тяжести, находится в состоянии невесомости. Падающее тело будет испытывать действие приливных сил, растягивающих тело в радиальном направлении и сжимающих — в тангенциальном. Величина этих сил растёт и стремится к бесконечности при . В некоторый момент собственного времени тело пересечёт горизонт событий. С точки зрения наблюдателя, падающего вместе с телом, этот момент ничем не выделен, однако возврата теперь нет. Тело оказывается в горловине (её радиус в точке, где находится тело и есть ), сжимающейся столь быстро, что улететь из неё до момента окончательного схлопывания (это и есть сингулярность) уже нельзя, даже двигаясь со скоростью света. Рассмотрим теперь процесс падения тела в чёрную дыру с точки зрения удалённого наблюдателя. Пусть, например, тело будет светящимся и, кроме того, будет посылать сигналы назад с определённой частотой. Вначале удалённый наблюдатель будет видеть, что тело, находясь в процессе свободного падения, постепенно разгоняется под действием сил тяжести по направлению к центру. Цвет тела не изменяется, частота детектируемых сигналов практически постоянна. Однако, когда тело начнёт приближаться к горизонту событий, фотоны, идущие от тела, будут испытывать всё большее и большее гравитационное красное смещение. Кроме того, из-за гравитационного поля как свет, так и все физические процессы с точки зрения удалённого наблюдателя будут идти всё медленнее и медленнее. Будет казаться, что тело — в чрезвычайно сплющенном виде — будет замедляться, приближаясь к горизонту событий и, в конце концов, практически остановится.