Если у вас возникли сложности с курсовой, контрольной, дипломной, рефератом, отчетом по практике, научно-исследовательской и любой другой работой - мы готовы помочь.
Предоплата всего
Подписываем
10. Темная материя, темная энергия и ускоренно расширяющаяся Вселенная
В начале 1917 г. Эйнштейн применил найденные им уравнения общей теории относительности ко Вселенной. Эйнштейн исходил из ошибочного предположения, что Вселенная должна быть однородной, изотропной, и статической. Эйнштейн также считал, что объем Вселенной конечен. Но таких решений у уравнений Эйнштейна не было. Тогда Эйнштейн искусственным образом изменил свою теорию таким образом, чтобы она имела нужные ему решения. Для этого он ввел в свои уравнения новое слагаемое и новую константу Λ, названную вскоре космологической постоянной, через которую и выражался «радиус мира» R с помощью формулы R2 = c2/Λ. Вселенная Эйнштейна была мало привлекательной по своим физическим свойствам, но оказалось, что уравнения Эйнштейна имеют намного более интересные решения, которые вскоре были найдены В. де Ситтером, А. А. Фридманом и Ж. Леметром.
Особенно огорчило Эйнштейна решение, найденное де Ситтером. Оно разрушало всю философию Эйнштейна. В 1917 г. де Ситтер опубликовал работу, в которой было получено статическое решение уравнений Эйнштейна с отличной от нуля космологической постоянной и равной нулю плотностью вещества. Решение де Ситтера наносило удар по основной идее Эйнштейна: распределение материи определяет геометрию пространства-времени. Материи не было вовсе, а геометрия оказывалась вполне определенной. А. А. Фридман, был первым, кто в 1922 г. нашел решения уравнений гравитации Эйнштейна 1917 г., описывающие нестационарную (расширяющуюся или сжимающуюся) Вселенную, равномерно заполненную веществом, а в 1927 г. Ж. Леметр, независимо от Фридмана, с работами которого Леметр не был знаком, также нашел нестационарные решения уравнений Эйнштейна. Леметр впервые высказал предположение об очень высокой температуре материи на самых первых этапах расширения и о сохранении каких-то следов этой ранней эпохи в нынешней Вселенной. Леметр хорошо понимал важность введения космологической постоянной в уравнения Эйнштейна и считал, что космологический член в уравнениях Эйнштейна следует сохранить.
В последние годы необходимость и важность космологической постоянной в теории Вселенной была убедительно доказана экспериментально. Согласно данным об анизотропии реликтового излучения, полученным с помощью космического аппарата WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), запущенного в 2001 г., только 4,6 % (по массе) материи во Вселенной представляют собой обычное привычное нам барионное вещество, остальные 22,9 % – это темная материя и 72,5 % – темная энергия. При этом, если темная материя предположительно связывается с существованием новых, еще неоткрытых, чрезвычайно слабо взаимодействующих с обычной материей частиц, то предполагается, что темная энергия – это квантово-механическая энергия вакуума, которая проявляется в виде космологической постоянной в уравнениях Эйнштейна.
Еще одно важнейшее недавнее открытие – наша Вселенная расширяется с ускорением – было сделано в 1998 г. при наблюдениях за сверхновыми типа Ia, светимости которых в максимуме их блеска лежат в довольно узких пределах. Это свойство Вселенной – расширяться с ускорением – было отмечено как один из возможных сценариев развития Вселенной еще в работах Фридмана, и оно является следствием уравнений Эйнштейна только в том случае, когда космологическая постоянная не равна нулю и положительна. Будет ли кривизна пространства положительной, отрицательной, или равной нулю, определяется тем, больше, меньше или равна плотность вещества во Вселенной некоторой критической плотности, которая, вообще говоря, зависит от возраста Вселенной и в настоящее время равна 0,93(4)×10–29 г/см3. Тонкий анализ анизотропии реликтового излучения, тщательно промеренной аппаратом WMAP, привел к заключению, что плотность вещества во Вселенной с удивительной точностью равна критической плотности, то есть кривизна Вселенной равна нулю, k=0, что означает, что наша Вселенная – плоская (в случае расширяющейся плоской Вселенной вводят некоторую величину R(t), характеризующую изменение расстояний во Вселенной: расстояния между Галактиками изменяются в зависимости от того, как изменяется R(t)). Для случая k=0 Фридман рассчитал три варианта развития Вселенной.
Эволюция Вселенной нулевой кривизны,
согласно уравнениям Эйнштейна (А. А. Фридман, 1924)
Наша Вселенная (расширяющаяся с ускорением) – это первый вариант сверху.