Современная наука о космосе

Лептон (греч. λεπτός — лёгкий) — фундаментальная частица с полуцелым спином, не участвующая в сильном взаимодействии. Название «лептон» было предложено Л. Розенфельдом в 1948 году и отражало тот факт, что все известные в то время лептоны были значительно легче тяжёлых частиц, входящих в класс барионов (греч. βαρύς — тяжёлый). Сейчас этимология термина уже не вполне согласуется с действительным положением дел, так как открытый в 1977 тау-лептон примерно в два раза тяжелее самых лёгких барионов (протона и нейтрона).

Существует три поколения лептонов:

-первое поколение: электрон, электронное нейтрино

-второе поколение: мюон, мюонное нейтрино

-третье поколение: тау-лептон, тау-нейтрино

(плюс соответствующие  античастицы).

Нейтрино — стабильные нейтральные лептоны с полуцелым спином, участвующие только в слабом и гравитационном взаимодействиях. Нейтрино малой энергии чрезвычайно слабо взаимодействуют с веществом: так нейтрино с энергией порядка 3-10 МэВ имеют в воде длину свободного пробега ~ 1018 м (~ 100 св. лет). Также известно, что без видимых последствий каждую секунду через тело каждого человека на Земле проходит ~ 1014 нейтрино, испущенных Солнцем. В то же время, нейтрино высоких энергий успешно обнаруживаются по их взаимодействию с мишенями.

Позитрон (от англ. positive — положительный и «-трон» — часть названия электрона) — античастица электрона. Относится к антивеществу, имеет электрический заряд +1, спин 1/2, лептонный заряд −1 и массу, равную массе электрона. При аннигиляции позитрона с электроном их масса превращается в энергию в форме двух (и гораздо реже — трёх и более) гамма - квантов.

Адрон (от др. греч. ἁδρός — сильный, тяжёлый; термин предложен советским физиком Л. Б. Окунем) — класс элементарных частиц, подверженных сильному взаимодействию и не являющихся истинно элементарными. Адроны делятся на две основные группы в соответствии с их кварковым составом:

-мезоны — состоят из одного кварка и одного антикварка,

-барионы — состоят из трёх кварков трёх цветов, образуя так называемую бесцветную --комбинацию.

Именно из барионов построена подавляющая часть наблюдаемого нами вещества — это нуклоны, составляющие ядро атома и представленные протоном и нейтроном. К барионам относятся также многочисленные гипероны — более тяжёлые и нестабильные частицы, получаемые на ускорителях элементарных частиц. К мезонам относятся пионы (π - мезоны) и каоны (K-мезоны) и многие более тяжёлые мезоны. В последнее время были обнаружены так называемые экзотические адроны, которые также являются сильновзаимодействующими частицами, но которые не укладываются в рамки кварк - антикварковой или трёхкварковой классификации адронов. Некоторые адроны пока только подозреваются в экзотичности. Экзотические адроны делятся на:

-экзотические барионы, в частности пентакварки, минимальный кварковый состав которых 4 кварка и 1 антикварк.

-экзотические мезоны, (адронные молекулы, глюболы и гибридные мезоны).

Квазар (англ. quasar — сокращение от QUASi stellAR radio source — «квази звёздный радиоисточник») — класс внегалактических объектов, отличающихся очень высокой светимостью и настолько малым угловым размером, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от «точечных источников» — звёзд. Впервые квазары обнаружили в 1960 году как радиоисточники, совпадающие в оптическом диапазоне со слабыми звездообразными объектами. В 1963 году голландский астроном Мартин Шмидт доказал, что линии в их спектрах сильно смещены в красную сторону. Принимая, что это красное смещение вызвано эффектом Допплера, возникшего в результате удаления квазаров, до них определили расстояние по закону Хаббла. Очень сложно определить точное число обнаруженных на сегодняшний день квазаров. Это объясняется, с одной стороны, постоянным открытием новых квазаров, а с другой — некоторой размытостью границы между квазарами и другими типами активных галактик. В 2005 году группа астрономов использовала в своём исследовании данные о 195 000 квазаров. Ближайший и наиболее яркий квазар (3C 273) имеет блеск около 13m и красное смещение z = 0,158 (что соответствует расстоянию около 2 мл

Анализ и систематизация

Самые далёкие квазары, благодаря своей гигантской светимости, превосходящей в сотни раз светимость нормальных галактик, видны на расстоянии более 10 млрд световых лет. Нерегулярная переменность блеска квазаров на временных масштабах менее суток указывает на то, что область генерации их излучения имеет малый размер, сравнимый с размером Солнечной системы. Последние наблюдения показали, что большинство квазаров находятся вблизи центров огромных эллиптических галактик. Квазары сравнивают с маяками Вселенной. Они видны с огромных расстояний (до красного смещения z=6,4), по ним исследуют структуру и эволюцию Вселенной, определяют распределение вещества на луче зрения: сильные спектральные линии поглощения водорода разворачиваются в лес линий по красному смещению поглощающих облаков. Предположительно квазары представляют собой сверхмассивные чёрные дыры, на которые падает вещество.

Рисунок 1.3 – Квазар

Нейтронная звезда́ — астрономическое тело, один из конечных продуктов эволюции звёзд, состоит из нейтронной сердцевины и тонкой коры вырожденного вещества с преобладанием ядер железа и никеля.

Нейтронные звёзды имеют очень малый размер — 20—30 км в диаметре, поэтому средняя плотность вещества такой звезды в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8×1017 кг/м³). Массы большинства известных нейтронных звёзд близки к 1,4 массы Солнца, что равно значению предела Чандрасекара. Силы тяготения в нейтронных звёздах уравновешиваются давлением вырожденного нейтронного газа, максимальное значение массы нейтронной звезды задаётся пределом Оппенгеймера — Волкова, численное значение которого зависит от (пока ещё плохо известного) уравнения состояния вещества в ядре звезды. Магнитное поле на поверхности нейтронных звёзд достигает значения 1012—1013 Гс (для сравнения — у Земли около 1 Гс), именно процессы в магнитосферах нейтронных звёзд ответственны за радиоизлучение пульсаров. Нейтронные звёзды — одни из немногих астрономических объектов, которые были теоретически предсказаны до открытия наблюдателями. Ещё в 1933 году В. Бааде и Ф. Цвикки высказали предположение, что в результате взрыва сверхновой образуется нейтронная звезда. Но первое общепризнанное наблюдение нейтронной звезды состоялось только в 1968, с открытием пульсаров.[3]

Рисунок 1.4 – Строение нейтронной звезды

Пульсар— космический источник радио-, оптического, рентгеновского, гамма- излучений, приходящих на Землю в виде периодически повторяющихся всплесков (импульсов). Пульсары были открыты в июне 1967 г. Джоселин Белл, аспиранткой Э. Хьюиша на меридианном радиотелескопе Маллардской радиоастрономической обсерватории Кембриджского университета на длине волны 3,5 м (85,7 МГц). За этот выдающийся результат Хьюиш получил в 1974 году Нобелевскую премию. Результаты наблюдений были засекречены на полгода. Это было связано с предположением искусственности строго периодических импульсов радиоизлучения. Пульсар, точнее радиопульсар, представляет собой нейтронную звезду. Она испускает узконаправленные потоки радиоизлучения. В результате вращения нейтронной звезды поток попадает в поле зрения внешнего наблюдателя через равные промежутки времени — так образуются импульсы пульсара. На 2008 год уже известно около 1790 радиопульсаров (по данным каталога ATNF). Ближайшие из них расположены на расстоянии около 0.12 кпк (около 390 световых лет) от Солнца. Несколько позже были открыты источники периодического рентгеновского излучения, названные рентгеновскими пульсарами. Как и радио, рентгеновские пульсары являются сильно замагниченными нейтронными звёздами. В отличие от радиопульсаров, расходующих собственную энергию вращения на излучение, рентгеновские пульсары излучают за счёт аккреции вещества звезды-соседа, заполнившего свою полость Роша. Как следствие, масса пульсара медленно растёт, увеличивается его момент инерции и частота вращения, в то время как радиопульсары со временем, наоборот, замедляются.

Рисунок 1.5 – Пульсар, схематическое изображение

.

Рисунок 1.6 – Изображение Крабовидной туманности в условных цветах (синий — рентгеновский, красный — оптический диапазон). В центре туманности — пульса.

Магнитар (реже магнетар)— нейтронная звезда, обладающая исключительно сильным магнитным полем (до 1011 Тл). Теоретически существование магнитаров было предсказано в 1992 г., а первое свидетельство их реального существования получено в 1998 г. при наблюдении мощной вспышки гамма - и рентгеновского излучения от источника SGR 1900+14 в созвездии Орла. Время жизни магнитаров мало, оно составляет около 10000 лет

Рисунок 1.7 - Магнитар, в представлениях художника

Кротовая нора, также «кротовина» или «червоточина» (последнее является дословным переводом англ. wormhole) — гипотетическая топологическая особенность пространства-времени, представляющая собой в каждый момент времени «туннель» в пространстве. Область вблизи самого узкого участка кротовины называется «горловиной». Кротовые норы делятся на «внутри-мировые» (англ. intra-universe) и «меж-мировые» (англ. inter-universe) в зависимости от того, можно ли соединить её входы кривой, не пересекающей горловину (на рисунке изображена внутри-мировая кротовая нора). Различают также проходимые (англ. traversable) и непроходимые кротовины. К последним относятся те туннели, которые коллапсируют слишком быстро для того, чтобы наблюдатель или сигнал (имеющие скорость не выше световой) успели добраться от одного входа до другого. Классический пример непроходимой кротовины — пространство Шварцшильда, а проходимой — кротовины Морриса-Торна.

Для существования проходимой кротовой норы необходимо, чтобы она была заполнена экзотической материей (англ.), создающей сильное гравитационное отталкивание и препятствующей схлопыванию норы. Проходимая внутри-мировая кротовая нора даёт гипотетическую возможность путешествий во времени, если, например, один из её входов движется относительно другого, или если он находится в сильном гравитационном поле, где течение времени замедляется.

 

Рисунок 1.8 – Компьютерное изображение кротовой норы

 

2 Тёмная Энергия

Тёмная энергия (англ. Dark energy) — в космологии гипотетическая форма энергии, имеющая отрицательное давление и равномерно заполняющая всё пространство Вселенной. Согласно общей теории относительности, гравитация зависит не только от массы, но и от давления, причём отрицательное давление должно порождать отталкивание, антигравитацию. Согласно последним данным, обнаружившим ускоренное расширение Вселенной, такая сила действительно действует в космологических масштабах. Тёмная энергия также должна составлять значительную часть т. н. скрытой массы Вселенной. Существует два варианта объяснения сущности тёмной энергии:[3]

-тёмная энергия есть космологическая константа — неизменная энергетическая плотность, равномерно заполняющая пространство;

-тёмная энергия есть некая квинтэссенция — динамическое поле, энергетическая плотность которого может меняться в пространстве и времени.

 

Рисунок 2.1 – Компьютерное изображение галактики

Окончательный выбор между двумя вариантами требует высокоточных измерений скорости расширения Вселенной, чтобы понять, как эта скорость изменяется со временем. Темпы расширения Вселенной описываются космологическим уравнением состояния. Разрешение уравнения состояния для тёмной энергии является одной из самых насущных задач современной наблюдательной космологии. Введение космологической константы в стандартную космологическую модель (т. н. метрика Фримана-Лемэтра-Робертсона-Уокера, FLRW), привело к появлению современной модели космологии, известной как лямбда-CDM модель. Эта модель хорошо соответствует имеющимся космологическим наблюдениям.

2.1 Открытие тёмной энергии

На основании проведённых в конце 1990-х годов наблюдений сверхновых звёзд типа Ia был сделан вывод, что расширение Вселенной ускоряется со временем. Затем эти наблюдения были подкреплены другими источниками. Например, измерениями реликтового излучения, гравитационного линзирования, нуклеосинтеза Большого Взрыва, постоянной Хаббла. Все полученные данные хорошо вписываются в лямбда-CDM модель.

2.2 Сверхновые звёзды и ускоряющаяся Вселенная

Расстояния до других галактик определяются измерением их красного смещения. По закону Хаббла, величина красного смещения света удаленных галактик прямо пропорциональна относительной скорости этих галактик. Соотношение между расстоянием и величиной красного смещения называется параметром Хаббла (или, не совсем точно, постоянной Хаббла). Однако само значение параметра Хаббла требуется сначала каким-то способом установить, а для этого нужно измерить значения красного смещения для галактик, расстояния до которых уже вычислены другими методами. Для этого в астрономии применяются «стандартные свечи», то есть объекты, светимость которых известна. Лучшим типом «стандартной свечи» для космологических наблюдений являются сверхновые звёзды типа Ia. Они обладают очень высокой яркостью и вспыхивают только тогда, когда масса старой звезды типа «белый карлик» достигает предела Чандрасекара, значение которого известно с высокой точностью. Следовательно, все вспыхивающие сверхновые типа Ia, находящиеся на одинаковом расстоянии, должны иметь одинаковую наблюдаемую яркость. Сравнивая наблюдаемую яркость сверхновых в разных галактиках, можно определить расстояния до этих галактик.

В конце 1990-х годов было обнаружено, что в удалённых галактиках, расстояние до которых было определено по закону Хаббла, сверхновые типа Ia имеют яркость ниже той, которая им полагается. Иными словами, расстояние до этих галактик, вычисленное по методу «стандартных свеч» (сверхновых Ia), оказывается больше расстояния, вычисленного на основании ранее установленного значения параметра Хаббла. Предположим, что есть удалённый объект, расстояние до которого от нас, определённое по методу «стандартных свеч», равно DC. Свет, дошедший до нас от объекта, прошёл расстояние DC=D1 + D2, где D1 — первая часть пути, D2 — вторая часть пути. Красное смещение на первой части пути составило R1=H1D1 (где Н1 — значение параметра Хаббла на этом промежутке пути), на второй части пути R2=H2D2 (где H2 — нынешнее значение параметра Хаббла). Если предположить, что H1=H2 (то есть параметр Хаббла постоянен), то расстояние, определённое по закону Хаббла, DH=R1/H2 + R2/H2, должно быть равно DС. Однако, как уже сказано, для удалённых галактик (и их сверхновых типа Ia) оказалось, что DH < DC. Отсюда следует, что H1 < H2.

Был сделан вывод: параметр Хаббла для относительно близких галактик выше, чем для далёких галактик. То есть, параметр Хаббла не оставался постоянным на протяжении значительных промежутков времени (сотни миллионов и миллиарды лет), — он увеличивался, и, следует полагать, продолжает увеличиваться. Вселенная не просто расширяется, она расширяется с ускорением. Ранее существовавшие космологические модели предполагали, что расширение Вселенной замедляется. Они исходили из предположения, что основную часть массы Вселенной составляет материя — как видимая, так и невидимая (тёмная материя). На основании новых наблюдений, свидетельствующих об ускорении расширения, было постулировано существование неизвестного вида энергии с отрицательным давлением (см. уравнения состояния). Её назвали тёмной энергией.