|
|
Отзывы о фирме ПРЕМЬЕРА ТЕАТРАЛЬНОЕ АГЕНТСТВО
|
|
» Посмотреть информацию о фирме
|
|
|
|
|
ewfewf
|
23.02.2014 в 17:42
|
|
Написал(а): sdefwe
|
нейтральный
|
Amending our Terms of Use:
Please comment on a proposed amendment regarding undisclosed paid editing.
[ Помогите с переводом! ] close
Вселенная
Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Крупномасштабная структура Вселенной, как она выглядит в инфракрасных лучах с длиной волны 2,2 мкм — 1 600 000 галактик, зарегистрированных в Extended Source Catalog как результате Two Micron All-Sky Survey. Яркость галактик показана цветом от синего (самые яркие) до красного (самые тусклые). Тёмная полоса по диагонали и краям картины — расположение Млечного пути, пыль которого мешает наблюдениям
Космология
Ilc 9yr moll4096.png
Изучаемые объекты и процессы
Вселенная
История Вселенной
Наблюдаемая Вселенная
Возраст Вселенной
Крупномасштабная структура Вселенной
Формирование структуры
Реликтовое излучение
Тёмная энергия
Скрытая масса
Наблюдаемые процессы
Космологическое красное смещение
Расширение Вселенной
Формирование галактик
Закон Хаббла
Нуклеосинтез
Теоретические изыскания
Космологические модели
Космическая инфляция
Большой взрыв
Хронология Большого взрыва
Вселенная Фридмана
Сопутствующее расстояние
Модель Лямбда-CDM
Космология чёрной дыры
Космологический принцип
Космологическое уравнение состояния
Критическая плотность
Хронология космологии
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. Если автор различает эти сущности, то следуя традиции, первую называют Вселенной, а вторую — астрономической Вселенной, или Метагалактикой (в последнее время этот термин практически вышел из употребления). Вселенная является предметом исследования космологии.
В историческом плане для обозначения «всего пространства» использовались различные слова, включая эквиваленты и варианты из различных языков, такие как «небесная сфера», «космос», «мир». Использовался также термин «макрокосмос», хотя он предназначен для определения систем большого масштаба, включая их подсистемы и части. Аналогично, слово «микрокосмос» используется для обозначения систем малого масштаба.
Любое исследование, любое наблюдение, будь то наблюдение физика за тем, как раскалывается ядро атома, ребёнка за кошкой или астронома, ведущего наблюдения за далёкой-далёкой галактикой, — всё это наблюдение за Вселенной, вернее, за отдельными её частями. Эти части служат предметом изучения отдельных наук, а Вселенной в максимально больших масштабах, и даже Вселенной как единым целым занимаются астрономия и космология; при этом под Вселенной понимается или область мира, охваченная наблюдениями и космическими экспериментами, или объект космологических экстраполяций — физическая Вселенная как целое[1].
Предметом статьи являются знания о наблюдаемой Вселенной как о едином целом: наблюдения, их теоретическая интерпретация и история становления.
Среди однозначно интерпретируемых фактов относительно свойств Вселенной приведём здесь следующие:
Самый распространенный элемент — водород. Расширение Вселенной с хорошей точностью линейно до z ~ 0,1. Реликтовый фон флуктуирует на масштабах четвёртого порядка малости.
Температура реликтового фона зависит от z. Наличие Lα-леса в спектрах далеких объектов (квазаров) с z > 6. Наличие сильной неоднородности в распределении галактик на масштабах < 100 Мпк.
В основу теоретических объяснений и описаний этих явлений положен космологический принцип, суть которого в том, что наблюдатели, независимо от места и направления наблюдения, в среднем обнаруживают одну и туже картину. Сами теории стремятся объяснить и описать происхождение химических элементов, ход развития и причину расширения, возникновение крупномасштабной структуры.
Первый значительный толчок в сторону современных представлений о Вселенной совершил Коперник. Второй по величине вклад внесли Кеплер и Ньютон. Но поистине революционные изменения в наших представлениях о Вселенной происходят лишь в XX веке.
Содержание [убрать]
1 Этимология
2 Облик Вселенной
3 Наблюдения
3.1 Шкала расстояний и космологическое красное смещение
3.1.1 Метод тригонометрического параллакса
3.1.2 Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры
3.1.3 Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia
3.1.4 Метод определения расстояния по гравитационным линзам
3.1.5 Метод определения расстояния по красным гигантам
3.1.6 Проблемы и современные дискуссии
3.2 Изучение реликтового фона
3.2.1 Эффект Сюняева — Зельдовича
3.2.2 Поляризация
3.2.3 Флуктуации реликтового фона
3.3 Наблюдение далеких объектов
3.3.1 Лайман-альфа лес
3.3.2 Гравитационно-линзированные объекты
3.3.3 Наблюдения квазаров
3.3.4 Наблюдения гамма-всплесков
3.4 Изучение эволюции Вселенной и её крупномасштабной структуры
3.4.1 Изучение крупномасштабной структуры
3.4.2 Наблюдения звёздных скоплений
3.4.3 Наблюдения непроэволюционировавших объектов
4 Теоретические модели
4.1 Модель расширяющейся Вселенной
4.1.1 Модель Фридмана
4.1.2 Объяснение закона Хаббла
4.1.3 ΛCDM
4.1.4 Дальнейшая эволюция расширения
4.2 Теория Большого взрыва (модель горячей Вселенной)
4.2.1 Энтропия Вселенной
4.2.1.1 Первые три минуты. Первичный нуклеосинтез
4.2.2 Проблемы теории Большого взрыва
4.3 Инфляционная модель
4.3.1 Мультивселенная
4.3.2 Альтернативы теории инфляции
4.4 Теория эволюции крупномасштабных структур
4.4.1 Общие положения
4.4.2 Эпоха до рекомбинации
4.4.3 После рекомбинации
4.4.4 Стадия доминирования тёмной энергии
4.4.5 Проблемы теории
4.5 Проблемы современных моделей
5 История открытия Вселенной
5.1 Древняя космография и ранняя астрономия
5.1.1 Цивилизации Азии и Средиземноморья
5.1.1.1 Месопотамия
5.1.1.2 Древний Египет
5.1.1.3 Древняя Греция
5.1.2 Цивилизации Северной и Южной Америк
5.1.2.1 Месоамерика
5.2 Средневековье
5.2.1 Европа
5.2.2 Исламский мир
5.2.3 Русь
5.3 Эпоха Возрождения (XV—XVI вв)
5.3.1 Раннее Возрождение (XV в)
5.3.2 Гелиоцентрическая система (вторая половина XVI в)
5.3.3 Позднее Возрождение (вторая половина XVI в)
5.4 Научная революция (XVII в)
5.5 XVIII—XIX вв.
5.6 XX век
6 См. также
7 Примечания
Этимология
В русском языке слово «Вселенная» является заимствованием из старославянского «въсєленаꙗ»[2], что является калькой древнегреческого слова «ойкумена»[3] (др.-греч. οἰκουμένη), от глагола οἰκέω «населяю, обитаю» и в первом значении имело смысл лишь обитаемой части мира. Поэтому русское слово «Вселенная» родственно существительному «вселение» и лишь созвучно определительному местоимению «всё». Самое общее определение для «Вселенной» среди древнегреческих философов, начиная с пифагорейцев, было τὸ πᾶν (Всё), включавшее в себя как всю материю (τὸ ὅλον), так и весь космос (τὸ κενόν)[4].
Облик Вселенной
Химический состав[5] Средняя температура реликтового излучения Плотность материи во вселенной[6] Уравнение состояния[6]
H — 75 %
He — 23 %
O — 1 %
C — 0,5 % 2,725 К 10−29г/см3. Из них:
Темная энергия — 74 %
Темная материя — 22 %
Барионное вещество — 4 % -1.1±0.4
Представляя Вселенную как весь окружающий мир, мы сразу делаем её уникальной и единственной. И вместе с этим лишаем себя возможности описать её в терминах классической механики: из-за своей уникальности Вселенная ни с чем не может взаимодействовать, она — система систем, и поэтому в её отношении теряют свой смысл такие понятия, как масса, форма, размер. Вместо этого приходится прибегать к языку термодинамики, употребляя такие понятия как плотность, давление, температура, химический состав.
Расширение Вселенной
Однако Вселенная мало похожа на обычный газ. Уже на самых крупных масштабах мы сталкиваемся с расширением Вселенной и реликтовым фоном. Природа первого явления — гравитационное взаимодействие всех существующих объектов. Именно его развитием определяется будущее Вселенной.
Второе же явление это наследство ранних эпох, когда свет горячего Большого взрыва практически перестал взаимодействовать с материей, отделился от неё. Сейчас из-за расширения Вселенной из видимого диапазона большинство излучённых тогда фотонов перешли в микроволновой радиодиапазон.
Иерархия масштабов во Вселенной
При переходе к масштабам меньше 100 Мпк обнаруживается чёткая ячеистая структура. Внутри ячеек пустота — войды. А стенки образованы из сверхскоплений галактик. Эти сверскопления — верхний уровень целой иерархии, затем идут скопления галактик, потом локальные группы галактик, а самый нижний уровень (масштаб 5—200 кпк) — это огромное многообразие самых различных объектов. Конечно, все они — галактики, но все они различны: это и линзовидные, неправильные, эллиптические, спиральные, с полярным кольцами, с активными ядрами и т. д.
Из них отдельно стоит упомянуть квазары, отличающихся очень высокой светимостью и настолько малым угловым размером, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от «точечных источников» — звёзд. Болометрическая светимость квазаров может достигать 1046 — 1047 эрг/с[7].
Переходя к составу галактики мы обнаруживаем: темную материю, космические лучи, межзвездный газ, шаровые скопления, рассеянные скопления, двойные звезды, звездные системы больше кратности, сверхмассивные черные дыры и черные дыры звездной массы, и, наконец, одиночные звезды разного населения.
Их индивидуальная эволюция и взаимодействие друг с другом порождает множество явлений. Так предполагается, что источником энергии у упомянутых уже квазаров служит аккреция межзвездного газа на сверхмассивную центральную чёрную дыру.
Отдельно стоит упомянуть и о гамма-всплесках — это внезапные кратковременные локализуемые повышения интенсивности космического гамма-излучения с энергией в десятки и сотни кэВ[8]. Из оценок расстояний до гамма-всплесков можно сделать вывод, что излучаемая ими энергия в гамма-диапазоне достигает 1050 эрг. Для сравнения, светимость всей галактики в этом же диапазоне составляет «всего» 1038 эрг/c. Такие яркие вспышки видны из самых далеких уголков Вселенной, так у GRB 090423 красное смещение z = 8,2.
Сложнейшим комплексом, включающим в себя множество процессов, является эволюция галактики[9]:
Process in)galaxy.png
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. Процессы, масштабы которых сравнимы или больше размера галактики (на диаграмме это все остальные, не вошедшие в центральную область), меняют морфологическую структуру, темп звездообразования, а значит, и скорость химической эволюции, спектр галактики и так далее.
Наблюдения
Основная статья: Астрономия
Описанное выше многообразие порождает целый спектр задач наблюдательного характера. В одну группу можно включить изучение отдельных феноменов и объектов, а это:
Феномен расширения. А для этого нужно измерять расстояния и красные смещения и как можно более далеких объектов. При ближайшем рассмотрении это выливается в целый комплекс задач, называемый шкалой расстояний.
Реликтовый фон.
Отдельные удаленные объекты, как квазары и гамма-всплески.
Далёкие и старые объекты излучают мало света и необходимы гигантские телескопы, такие как обсерватория Кека, VLT, БТА, «Хаббл» и строящиеся E-ELT и «Джеймс Уэбб». Кроме того, для выполнения первой задачи необходимы и специализированные средства — такие, как Hipparcos и разрабатывающаяся Gaia.
Как было сказано, излучение реликтового лежит в микроволновом диапазоне длин волн, следовательно для его изучения необходимы радионаблюдения и, желательно, космическими телескопами, такими как WMAP и «Планк».
Уникальные особенности гамма-всплесков требуют не только гамма-лабораторий на орбите, наподобие SWIFT, но и необычных телескопов — робот-телескопов — чье поле зрения больше, чем у вышеупомянутых инструментов SDSS, и способных наблюдать в автоматическом режиме. Примерами таких систем может служить телескопы российской сети «Мастер» и российско-итальянский проект Tortora.
Предыдущие задачи — это работа по отдельным объектам. Совсем иной подход требуется для:
Изучения крупномасштабной структуры Вселенной.
Изучение эволюцию галактик и процессов её составляющие. Таким образом нужны наблюдения как можно более старых объектов и как можно в большем числе.
С одной стороны необходимы массовые, обзорные наблюдения. Это вынуждает использовать телескопы с широким полем, например, такие, как в проекте SDSS. С другой стороны требуется детализация, на порядки превышающая надобности большинства задач предыдущей группы. А это возможно только с помощью РСДБ-наблюдений, с базой в диаметр Земли, или ещё больше как эксперименте «Радиоастрон».
Отдельно стоит выделить поиск реликтовых нейтрино. Для её решения необходимо задействовать специальные телескопы — нейтринные телескопы и нейтринные детекторы, — такие как Баксанский нейтринный телескоп, Байкальский подводный, IceCube, KATRIN.
Одно изучение гамма-всплесков, да реликтового фона свидетельствует о том, что только оптическим участком спектра тут не обойтись. Однако атмосфера Земли имеет всего два окна прозрачности: в радио- и оптическом диапазоне, и поэтому без космических обсерваторий не обойтись. Из ныне действующих в пример тут приведем Chandra, Integral, XMM-Newton, Гершель. В разработке находятся «Спектр-УФ», IXO, «Спектр-РГ», Astrosat и многие другие.
Шкала расстояний и космологическое красное смещение
Основная статья: Шкала расстояний в астрономии
Измерение расстояния в астрономии - многоступенчатый процесс. И основная сложность заключается в том, что наилучшие точности у разных методах достигаются на разных масштабах. Поэтому для измерений всё более и более далеких объектов используется всё более и более длинная цепочка методов, каждый из которых опирается на результаты предыдущего.
В основании всех эти цепочек лежит метод тригонометрического параллакса - базовый, единственный, где расстояние измеряется геометрически, с минимальным привлечением допущений и эмпирических закономерностей. Прочие методы, в большинстве своем, для измерения расстояния используют стандартную свечу - источник с известной светимостью. И расстояние до него можно вычислить[10]:
D^2=\frac{L}{4\pi F}
где D - искомое расстояние, L — светимость, а F - измеренный световой поток.
Метод тригонометрического параллакса
Схема возникновения годичного параллакса
Параллакс — это угол, возникающий благодаря проекции источника на небесную сферу. Различают два вида параллакса: годичный и групповой[11].
Годичный параллакс — угол, под которым был бы виден средний радиус земной орбиты из центра масс звезды. Из-за движения Земли по орбите видимое положение любой звезды на небесной сфере постоянно сдвигается — звезда описывает эллипс, большая полуось которого оказывается равной годичному параллаксу. По известному параллаксу из законов евклидовой геометрии расстояние от центра земной орбиты до звезды можно найти как[11]:
D=\frac{2R}{2 \sin \alpha/2}\approx \frac{2R}{\alpha} ,
где D - искомое расстояние, R - радиус земной орбиты, а приближённое равенство записано для малого угла (в радианах). Данная формула хорошо демонстрирует основную трудность этого метода: с увеличением расстояния значение параллакса убывает по гиперболе, и поэтому измерение расстояний до далеких звезд сопряжено со значительными техническими трудностями.
Суть группового параллакса состоит в следующем: если некое звёздное скопление имеет заметную скорость относительно Земли, то по законам проекции видимые направления движения его членов будут сходиться в одной точке, называемой радиантом скопления. Положение радианта определяется из собственных движений звёзд и смещения их спектральных линий, возникшего из-за эффекта Доплера. Тогда расстояние до скопления находится из следующего соотношения[12]:
D=\frac{V_r \mathrm{tg}(\lambda)}{4.738\mu},
где μ и 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. Только Гиады имеют заметный групповой параллакс, но до запуска спутника Hipparcos только таким способом можно откалибровать шкалу расстояний для старых объектов[11].
Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры
На цефеидах и звёздах типа RR Лиры единая шкала расстояний расходится на две ветви — шкалу расстояний для молодых объектов и для старых[11]. Цефеиды расположены, в основном, в областях недавнего звёздообразования, и поэтому являются молодыми объектами. Переменные типа RR Лиры тяготеют к старым системам, например, особенно их много в шаровых звёздных скоплениях в гало нашей Галактики.
Оба типа звёзд являются переменными, но если цефеиды — недавно образовавшиеся объекты, то звёзды типа RR Лиры сошли с главной последовательности — гиганты спектральных классов A—F, расположенные, в основном, на горизонтальной ветви диаграммы «цвет-величина» для шаровых скоплений. Однако, способы их использования как стандартных свеч различны:
Для цефеид существует хорошая зависимость «период пульсации — абсолютная звёздная величина». Скорее всего, это связано с тем, что массы цефеид различны.
Для звёзд RR Лиры средняя абсолютная звёздная величина примерно одинакова и составляет M_{RR}\approx0.78^m[11].
Определение данным методом расстояний сопряжено с рядом трудностей:
Необходимо выделить отдельные звёзды. 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.
Кроме того, для цефеид остаётся серьёзной проблемой точное определение нуль-пункта зависимости «период пульсации — светимость». На протяжении XX века его значение постоянно менялось, а значит, менялась и оценка расстояния, получаемая подобным способом. Светимость звезд типа RR Лиры, хотя и почти постоянна, но всё же зависит от концентрации тяжелых элементов.
Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia
Кривые блеска различных сверхновых.
Вспышка сверхновой - колоссальный взрывной процесс, происходящий по всему телу звезды,при этом выделившейся энергии лежит в диапазоне от 1050 — 1051 эрг[13]. А также сверхновые типа Ia имеют одинаковую светимость в максимуме блеска. Вместе это позволяет измерять расстояния до очень далеких галактик.
Именно благодаря им в 1998 году две группы наблюдателей открыли ускорение расширения Вселенной[14]. На сегодняшний день факт ускорения почти не вызывает сомнений, однако, по сверхновым невозможно однозначно определить его величину: всё ещё крайне велики ошибки для больших z[10][15].
Обычно, помимо общих для всех фотометрических методов, к недостаткам и открытым проблемам относят[16]:
Проблема К-поправки. Суть этой проблемы состоит в том, что измеряется не боллометрическая интенсивность (интегрированная по всему спектру), а в определенном спектральном диапазоне приемника. Это значит, что для источников, имеющие разные красные смещения, измеряется интенсивность в разных спектральных диапазонах. Для учета этого различия вводится особая поправка, называемая К-поправка.
Форма кривой зависимости расстояния от красного смещения измеряется разнымиобсерваториями на разных инструментах, что порождает проблемы с калибровками потоков и т.п.
Раньше считалось, что все сверхновые Ia - это взрывающиеся белые карлики в тесной двойной системе, где второй компонент это красный гигант. Однако появились свидетельства, что по крайне мере часть из них могут возникать в ходе слияния двух белых карликов, а значит этот подкласс уже не походит для использования в качестве стандартной свечи.
Зависимость светимости сверхновой от химического состава звезды-предшественницы.
Метод определения расстояния по гравитационным линзам
Геометрия гравитационного линзирования
Проходя около массивного тела, луч света отклоняется. Таким образом, массивное тело способно собирать параллельный пучок света в некотором фокусе, строя изображение, причём их может быть несколько. Это явление называется гравитационным линзированием. Если линзируемый объект — переменный, и наблюдается несколько его изображений, это открывает возможность измерения расстояний, так как между изображениями будут различные временны́е задержки из-за распространения лучей в разных частях гравитационного поля линзы (эффект аналогичен эффекту Шапиро в Солнечной системе).[17]
Если в качестве характерного масштаба для координат изображения ξ и источника η (см. рисунок) в соответствующих плоскостях взять ξ0=Dl и η0=ξ0Ds/Dl (где D — угловое расстояние), тогда можно записывать временно́е запаздывание между изображениями номер i и j следующим образом[17]:
\Delta t=\frac{1}{c}\frac{D_sD_l}{D_{ls}}(1+z_l)\left|\frac{1}{2}((x_j-y)^2-(x_i-y)^2) + \psi(x_i, y)-\psi(x_j, y)\right|
где x=ξ/ξ0 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. Считается, что в большинстве случаев реальный потенциал линзы хорошо аппроксимируется моделью, в которой вещество распределено радиально симметрично, а потенциал превращается в бесконечность. Тогда время задержки определяется по формуле:
\Delta t=\frac{1}{c}\frac{D_sD_l}{D_{ls}}(1+z_l)\left|x_i-x_j\right|.
Однако, на практике чувствительность метода к виду потенциала гало галактики существенна. Так, измеренное значение H0 по галактике SBS 1520+530 в зависимости от модели колеблется от 46 до 72 км/(с Мпк)[18].
Метод определения расстояния по красным гигантам
Ярчайшие красные гиганты имеют одинаковую абсолютную звёздную величину −3.0m±0.2m[19], а значит, подходят на роль стандартных свеч. Наблюдательно первым этот эффект обнаружил Сендидж в 1971 году. Предполагается, что эти звёзды либо находятся на верхней точке первого подъёма ветви красных гигантов звёзд малой массы (меньше солнечной), либо лежат на асимптотической ветви гигантов.
Основным достоинством метода является то, что красные гиганты удалены от областей звёздообразования и повышенной концентрации пыли, что сильно облегчает учёт поглощения. Их светимость также крайне слабо зависит от металличности как самих звёзд, так и окружающей их среды. Основная проблема данного метода — выделение красных гигантов из наблюдений звёздного состава галактики. Существует два пути её решения[19]:
Классический — метод выделения края изображений. При этом обычно применяют Собелевский фильтр. Начало провала — искомая точка поворота. Иногда вместо собелевского фильтра в качестве аппроксимирующей функции берут гауссиану, а функция выделения края зависит от фотометрических ошибок наблюдений. Однако, по мере ослабления звезды растут и ошибки метода. В итоге предельно измеряемый блеск на две звездных величины хуже, чем позволяет аппаратура.
Второй путь — построение функции светимости методом максимального правдоподобия. Данный способ основывается на том, что функция светимости ветви красных гигантов хорошо аппроксимируется степенной функцией:
\xi(m)\propto 10^{am},
где a — коэффициент, близкий к 0,3, m — наблюдаемая звёздная величина. Основная проблема — расходимость в некоторых случаях рядов, возникающих в результате работы метода максимального правдоподобия[19].
Проблемы и современные дискуссии
Одной из проблем является неопределённость в значении постоянной Хаббла и её изотропии. Одна группа исследователей утверждает, что значение постоянной Хаббла флуктуирует на масштабах 10-20°[20]. Возможных причин этому явлению несколько:
Реальный физический эффект — в таком случае космологическая модель должна быть кардинально пересмотрена;
Стандартная процедура усреднения ошибок некорректна[21].
Это также ведет к пересмотру космологической модели, но возможно, не такой значительной[22]. В свою очередь, многие другие обзоры и их теоретическая интерпретация не показывают анизотропии, превышающей локально обусловленную ростом неоднородности, в которую входит и наша Галактика, в изотропной в целом Вселенной[23][24][25][26].
Изучение реликтового фона
Спектр реликтового излучения
Информация, которую возможно получить, наблюдая реликтовый фон, крайне разнообразна: примечателен сам факт существования реликтового фона. Если Вселенная существовала вечно, то неясна причина его существования — массовых источников, способных создать такой фон, мы не наблюдаем. Однако если время жизни Вселенной конечно, то очевидно, что причина его возникновения кроется на начальных этапах её становления.[27]
На сегодняшний день доминирует мнение, что реликтовое излучение — это излучение, высвободившееся в момент образовании атомов водорода. До этого излучение было заперто в веществе, а вернее, в том, что тогда оно из себя представляло — плотной горячей плазме.
Метод анализа реликтового фона на этом предположении и базируется. Если мысленно проследить путь каждого фотона, то получится, что поверхность последнего рассеяния — сфера, тогда колебания температуры удобно разложить в ряд по сферическим функциям[27]:
\delta T(\theta,\phi)=\sum_{l=2}^{\infty}\sum_{m=-l}^{l}a_{lm}Y_{lm}(\theta,\phi)
где a_{lm} — коэффициенты, называемые мультипольными, а Y_{lm} — сферические гармоники. Получающаяся информация довольно разнообразна.
Различная информация заложена также и в отклонениях от чернотельного излучения. Если отклонения масштабны и систематичны, то наблюдается эффект Сюняева — Зельдовича, малые же флуктуации обусловлены флуктуациями вещества на ранних стадиях развития Вселенной.
Особо ценную информацию о первых секундах жизни Вселенной (в частности, о стадии инфляционного расширения) несёт поляризация реликтового фона.
Эффект Сюняева — Зельдовича
Основная статья: Эффект Сюняева — Зельдовича
Если фотоны реликтового фона на своём пути встречают горячий газ скоплений галактик, то в ходе рассеяния за счёт обратного эффекта Комптона фотоны будут разогреваться (то есть увеличат частоту), забирая часть энергии у горячих электронов. Наблюдательно это будет проявляться снижением потока реликтового излучения в направлении крупных скоплений галактик в длинноволновой области спектра.
С помощью этого эффекта можно получить информацию[28]:
о давлении горячего межгалактического газа в скоплении, а, возможно, и о самой массе скопления;
о скорости скопления вдоль луча зрения (из наблюдений на разных частотах);
о величине постоянной Хаббла H0, с привлечением наблюдений в гамма-диапазоне.
При достаточном количестве наблюдаемых скоплений можно определить и общую плотность Вселенной Ω.
Поляризация
Карта поляризации реликтового излучения по данным WMAP
Поляризация реликтового излучения могла возникнуть только в эпоху просветления. Так как рассеяние томпсоновское, то реликтовое излучение линейно поляризовано. Соответственно, параметры Стокса Q и U, характеризующие линейные параметры, отличны, а параметр V равен нулю. Если интенсивность можно разложить по скалярным гармоникам, то поляризацию можно разложить по так называемым спиновым гармоникам[27]:
Q+iU=\sum_{l,m}a_{lm}^{\pm2}Y_{lm}^{\pm2}(\theta, \phi)
Выделяются E-мода (градиентная составляющая) и B-мода (роторная составляющая)[29].
a_{lm}^E=\frac{1}{2}\left(a_{lm}^{+2}+a_{lm}^{-2}\right)
a_{lm}^B=\frac{1}{2}\left(a_{lm}^{+2}-a_{lm}^{-2}\right)
E-мода может появляться при прохождении излучения через неоднородную плазму вследствие томпсоновского рассеяния. B-мода, максимальная амплитуда которой достигает всего лишь 0,1 \mu K, возникает лишь при взаимодействии с гравитационными волнами.
B-мода является признаком инфляции Вселенной и определяется плотностью первичных гравитационных волн. Наблюдение B-моды является сложной задачей вследствие неизвестного уровня шума для этой компоненты реликтового излучения, а также за счёт того, что B-мода смешивается слабым гравитационным линзированием с более сильной E-модой[30].
На сегодняшний день поляризация обнаружена, её величина на уровне в несколько \mu K (микрокельвинов). Причем зарегистрирована только E-мода, B-мода не наблюдается.
Флуктуации реликтового фона
После удаления фоновых источников, постоянной составляющей дипольной и квадрупольной гармоник, остаются только разбросанные по небу флуктуации, разброс амплитуды которых лежит в диапазоне от −15 до 15 μK[6].
Для сравнение с теоретическими данным сырые данные приводятся к вращательно-инвариантной величине[27]:
C_l=\frac{1}{2l+1}\sum_{l=-m}^{l=m}\left|a_{lm}\right|^2
«Спектр» же строят для величины l(l+1)Cl/2π, из которого получают важные для космологии выводы. К примеру, по положению первого пика можно судить о полной плотности Вселенной, а по его величине — содержание барионов.
Так из совпадения кросс-корреляции между анизотропией и E-модой поляризации с теоретическими предсказанными для малых углов (θ<5°) и значительного расхождения в области больших можно сделать о наличии эпохи рекомбинации на z ≈ 15—20.
Так как флуктуации гауссовы, то можно использовать метод марковских цепей для построения поверхности максимального правдоподобия. В целом обработка данных по реликтовому фону это целый комплекс программ. Однако, как итоговый результат, так и используемые предположения и критерия вызывают дискуссию. Различными группами показано, отличие распределения флуктуаций от гауссова, зависимость карты распределений от алгоритмов его обработки[31][32][33].
Неожиданным результатом стало аномальное распределение на больших масштабах(от 6° и больше). Качество последних подтверждающих данных, полученные на космической обсерватории имени Планка, исключают ошибки измерений. Возможно, они вызваны ещё не обнаруженным и не исследованным явлением[34].
Наблюдение далеких объектов
Лайман-альфа лес
Основная статья: Лайман-альфа лес
В спектрах некоторых далеких объектов можно наблюдать большое скопление сильных абсорбционных линий на малом участке спектра (т. н. лес линий). Эти линии отождествляются как линии серии Лаймана, но имеющие разные красные смещения.
Облака нейтрального водорода эффективно поглощают свет на длинах волн от Lα(1216 Å) до лаймановского предела. Излучение, изначально коротковолновое, на пути к нам из-за расширения Вселенной поглощается там, где его длина волны сравнивается с этим «лесом». Сечение взаимодействия очень большое и расчёт показывает, что даже малой доли нейтрального водорода достаточно для создания большого поглощения в непрерывном спектре.
При большом количестве облаков нейтрального водорода на пути света, линии будто настолько близко друг к другу, что на довольно широком интервале в спектре образуется провал. Длинноволновая граница этого интервала обусловлена Lα, а коротковолновая зависит от ближайшего красного смещения, ближе которого среда ионизована и нейтрального водорода мало. Подобный эффект носит названия эффекта Гана-Петерсона.
Эффект наблюдается в квазарах с красным смещением z > 6. Отсюда делается вывод, что эпоха ионизации межгалактического газа началась с z ≈ 6[35][36].
Гравитационно-линзированные объекты
Основная статья: Гравитационная линза
К эффектам, наблюдения которых возможны также для любого объекта (даже не важно, чтобы он был далеким), необходимо отнести и эффект гравитационного линзирования. В прошлом разделе было указано, что с помощью гравитационного линзирования строят шкалу расстояний, это вариант так называемого сильного линзирования, когда угловое разделение изображений источника можно непосредственно наблюдать. Однако существует ещё и слабое линзирование, с его помощью можно исследовать потенциал изучаемого объекта. 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. Также выяснилось, что обеспечивает эту стабильность масса, проявляющаяся только в гравитационном взаимодействии — тёмная масса или, как её называют в космологии, тёмная материя[37][38].
Наблюдения квазаров
Природа квазара
Уникальное свойство квазаров — большие концентрации газа в области излучения. По современным представлениям, аккреция этого газа на чёрную дыру и обеспечивает столь высокую светимость объектов. Высокая концентрация вещества означает и высокую концентрацию тяжёлых элементов, а значит и более заметные абсорбционные линии. Так, в спектре одного из линзируемых квазаров были обнаружены линии воды[39].
Уникальным преимуществом является и высокая светимость в радиодиапазоне, на её фоне поглощение части излучения холодным газом более заметно. При этом газ может принадлежать как родной галактике квазара, так и случайному облаку нейтрального водорода в межгалактической среде, или галактике, случайно попавшей на луч зрения (при этом нередки случаи, когда такая галактика не видна — она слишком тусклая для наших телескопов). Изучение межзвёздного вещества в галактиках данным методом называется «изучением на просвет», к примеру, подобным образом была обнаружена первая галактика со сверхсолнечной металличностью[40].
Также важным результатом применения данного метода, правда не в радио-, а в оптическом диапазоне, являются измерения первичного обилия дейтерия. Современное значение обилия дейтерия, полученное по таким наблюдениям, составляет D/H_p\approx 3\cdot 10^{-5}[41].
С помощью квазаров получены уникальные данные о температуре реликтового фона на z ≈ 1,8 и на z = 2,4. В первом случае исследовались линии сверхтонкой структуры нейтрального углерода, для которых кванты с T ≈ 7,5 К (предполагаемая температура реликтового фона на тот момент) играют роль накачки, обеспечивая инверсную заселённость уровней[42]. Во втором случае обнаружили линии молекулярного водорода H2, дейтерида водорода HD, а также молекулы оксида углерода СО, по интенсивности спектра которой как раз и измерили температуру реликтового фона, она с хорошей точностью совпала с ожидаемым значением[43].
Ещё одно достижение, состоявшееся благодаря квазарам — оценка темпа звездообразования на больших z. Сначала, сравнивая спектры двух различных квазаров, а потом сравнивая отдельные участки спектра одного и того же квазара, обнаружили сильный провал на одном из UV участков спектра[44]. Столь сильный провал мог быть вызван только большой концентрацией пыли, поглощающей излучение. Ранее пыль пытались обнаружить по спектральным линиям, но выделить конкретные серии линий, доказывающее, что это именно пыль, а не примесь тяжёлых элементов в газе, не удавалось. Именно дальнейшее развитие этого метода позволило оценить темп звёздообразования на z от ~ 2 до ~ 6[45].
Наблюдения гамма-всплесков
Популярная модель возникновения гамма-всплеска
Гамма-всплески — уникальное явление, и общепризнанного мнения о его природе не существует. Однако подавляющее большинство учёных соглашается с утверждением, что прародителем гамма всплеска являются объекты звёздной массы[46].
Уникальные возможности применения гамма-всплесков для изучения структуры Вселенной состоят в следующем[46]:
Так как прародителем гамма-всплеска является объект звёздной массы, то и проследить гамма-всплески можно на большее расстояние, нежели квазары, как по причине более раннего формирования самого прародителя, так и из-за малой массы чёрной дыры квазара, а значит и меньшей его светимости на тот период времени.
Спектр гамма-всплеска — непрерывный, то есть не содержит спектральных линий. Это означает, что самые далёкие линии поглощения в спектре гамма-всплеска — это линии межзвёздной среды родительской галактики. Из анализа этих спектральных линий можно получить информацию о температуре межзвёздной среды, её металличности, степени ионизации и кинематике.
Гамма-всплески дают чуть ли не идеальный способ изучать межгалактическую среду до эпохи реионизации, так как их влияние на межгалактическую среду на 10 порядков меньше, нежели квазаров, из-за малого времени жизни источника.
Если послесвечение гамма-всплеска в радиодиапазоне достаточно сильное, то по линии 21 см можно судить о состоянии различных структур нейтрального водорода в межгалактической среде вблизи от галактики-прародителя гамма-всплеска.
Детальное изучение процессов формирования звёзд на ранних этапах развития Вселенной с помощью гамма-всплесков сильно зависит от выбранной модели природы явления, но если набрать достаточную статистику и построить распределения характеристик гамма-всплесков в зависимости от красного смещения, то, оставаясь в рамках довольно общих положений, можно оценить темп звёздообразования и функцию масс рождающихся звёзд[46].
Если принять предположение, что гамма-всплеск — это взрыв сверхновой звезды населения III, то можно изучать историю обогащения Вселенной тяжёлыми металлами.
Также гамма-всплеск может служить указателем на очень слабую карликовую галактику, которую трудно обнаружить при «массовом» наблюдении неба.
Серьезной проблемой для наблюдения гамма-всплесков в общем и применимости их для изучения Вселенной, в частности, является их спорадичность и краткость времени, когда послесвечение всплеска, по которому только и можно определить расстояние до него, можно наблюдать спектроскопически.
Изучение эволюции Вселенной и её крупномасштабной структуры
Изучение крупномасштабной структуры
Данные о крупномасштабной структуре 2df обзора
Первым способом изучения крупномасштабной структуры Вселенной, не потерявший своей актуальности, стал так называемый метод «звёздных подсчётов» или метод «звёздных черпков». Суть его в подсчёте количества объектов в различных направлениях. Применён Гершелем в конце XVIII века, когда о существовании далеких космических объектов только догадывались, и единственными объектами, доступными для наблюдений, были звёзды, отсюда и название. Сегодня, естественно, считают не звёзды, а внегалактические объекты (квазары, галактики), и помимо выделенного направления строят распределения по z.
Крупнейшими источниками данных о внегалактических объектах являются отдельные наблюдения конкретных объектов, обзоры типа SDSS, APM, 2df, а также компилятивные базы данных, такие как Ned и Hyperleda. Например, в обзоре 2df охват неба составлял ~ 5 %, среднее z — 0,11 (~ 500 Мпк), количество объектов — ~ 220 000.
Уже на представленном рисунке можно видеть, что галактики расположены в пространстве неоднородно на малых масштабах. После более детального рассмотрения обнаруживается, что пространственная структура распределения галактик — ячеистая: узкие стенки с шириной, определяемой величиной скоплений и сверхскоплений галактик, а внутри этих ячеек — пустоты, так называемые войды[38].
Доминирующим является мнение, что при переходе к масштабам сотен мегапарсек ячейки складываются и усредняются, распределение видимого вещества становится однородным[47][48]. Однако однозначность в этом вопросе пока не достигнута: применяя различные методики некоторые исследователи приходят к выводам об отсутствии однородности распределения галактик вплоть до самых больших исследованных масштабов[49][50]. Вместе с тем, неоднородности в распределении галактик не отменяют факта высокой однородности Вселенной в начальном состоянии, выводимого из высокой степени изотропии реликтового излучения.
Вместе с этим установлено, что распределения количества галактик по красному смещению имеет сложный характер. Зависимость для разных объектов различна. Однако для всех них характерно наличие нескольких локальных максимумов[51][52][53]. С чем это связано — пока не совсем понятно.
До последнего времени не было ясности в том, как эволюционирует крупномасштабная структура Вселенной. Однако работы последнего времени показывают, что первыми сформировались крупные галактики, и только потом уже мелкие (так называемый downsizing-эффект)[54][55].
Наблюдения звёздных скоплений
Популяция белых карликов в шаровом звёздном скоплении NGC 6397. Синие квадраты — гелиевые белые карлики, фиолетовые кружки — «нормальные» белые карлики с высоким содержанием углерода.
Главное свойство шаровых скоплений для наблюдательной космологии — много звёзд одного возраста в небольшом пространстве. Это значит, что если каким-то способом измерено расстояние до одного члена скопления, то различие в расстоянии до других членов скопления пренебрежимо мало.
Одновременное формирование всех звёзд скопления позволяет определить его возраст: опираясь на теорию звёздной эволюции, строятся изохроны на диаграмме «цвет — звёздная величина», то есть кривые равного возраста для звёзд различной массы. Сопоставляя их с наблюдаемым распределением звёзд в скоплении, можно определить его возраст.
Метод имеет ряд своих трудностей. Пытаясь их решить, разные команды, в разное время получали разные возраста для самых старых скоплений, от ~8 млрд лет[56], до ~ 25 млрд лет[57].
В галактиках шаровые скопления, входящие в старую сферическую подсистему галактик, содержат множество белых карликов — остатков проэволюционировавших красных гигантов относительно небольшой массы. Белые карлики лишены собственных источников термоядерной энергии и излучают исключительно за счёт излучения запасов тепла. Белые карлики имеют приблизительно одинаковую массу звёзд-предшественниц, а значит — и приблизительно одинаковую зависимость температуры от времени. Определив по спектру белого карлика его абсолютную звёздную величину на данный момент и зная зависимость время—светимость при остывании, можно определить возраст карлика[58]
Однако данный подход связан как с большими техническими трудностями, — белые карлики крайне слабые объекты, — необходимо крайне чувствительные инструменты, чтоб их наблюдать. Первым и пока единственным телескопом, на котором возможно решение данной задачи является космический телескоп им. Хаббла. Возраст самого старого скопления по данным группы, работавшей с ним: 12,7\pm0,7 млрд лет[58], однако, результат оспаривается. Оппоненты указывают, что не были учтены дополнительные источники ошибок, их оценка 12,4^{+1,8}_{-1,5} млрд лет[59].
Наблюдения непроэволюционировавших объектов
NGC 1705 — галактика типа BCDG
Объекты, фактически состоящие из первичного вещества, дожили до нашего времени благодаря крайне малому темпу их внутренней эволюции. Это позволяет изучать первичный химический состав элементов, а также, не сильно вдаваясь в подробности и основываясь на лабораторных законах ядерной физики, оценить возраст подобных объектов, что даст нижний предел на возраст Вселенной в целом.
К такому типу можно отнести: звёзды малой массы с низкой металличностью (так называемые G-карлики), низкометалличные области HII, а также карликовые неправильные галактики класса BCDG (Blue Compact Dwarf Galaxy).
Согласно современным представлениям, в ходе первичного нуклеосинтеза должен был образоваться литий. Особенность это элемента заключается в том, что ядерные реакции с его участием начинаются при не очень больших, по космическим масштабам, температурах. И в ходе звездной эволюции изначальный литий должен был быть практически полностью переработан. Остаться он мог только у массивных звезд населения типа II. Такие звёзды имеют спокойную, не конвективную атмосферу, благодаря чему литий остаётся на поверхности, не рискуя сгореть в более горячих внутренних слоях звезды.
В ходе измерений, обнаружилось, что у большинства таких звезд обильность лития составляет[60]:
A(Li)=12+\log(Li/H)=2.12.
Однако есть ряд звезд, в том числе и сверхнизкометалличные, у которых обильность значительность ниже. С чем это связано, до конца не ясно, предполагается, что это как-то связано с процессами в атмосфере[61].
У звезды CS31082-001, принадлежащей звёздному населению типа II, были обнаружены линии и измерены концентрации в атмосфере тория и урана. Эти два элемента имеют различный период полураспада, поэтому со временем их соотношение меняется, и если как-то оценить первоначальное соотношение обильностей, то можно определить возраст звезды. Оценить можно двояким способом: из теории r-процессов, подтверждённой как лабораторными измерениями, так и наблюдениями Солнца; или можно пересечь кривую изменения концентраций за счёт распада и кривую изменения содержания тория и урана в атмосферах молодых звёзд за счёт химической эволюции Галактики. Оба метода дали схожие результаты: 15,5±3,2[62] млрд лет получены первым способом, 14{,}5^{-2{,}8}_{+2{,}2}[63] млрд лет — вторым.
Слабо металличные BCDG-галактикам (всего их существует ~10) и зоны HII — источники информации по первичному обилию гелия. Для каждого объекта из его спектра определяется металличность (Z) и концентрация He (Y). Экстраполируя определённым образом диаграмму Y-Z до Z=0, получают оценку первичного гелия.
Итоговое значения Yp разнится от одной группы наблюдателей к другой и от одного периода наблюдений к другому. Так, одна, состоящая из авторитетнейших специалистов в этой области: Изотова и Тхуан (Thuan) получили значение Yp=0,245±0,004[64] по BCDG-галактикам, по HII — зонам на данный момент (2010) они остановились на значении Yp=0,2565±0,006[65]. Другая авторитетная группа во главе с Пеймберт (Peimbert) получали также различные значения Yp, от 0,228±0,007 до 0,251±0,006[66].
Теоретические модели
Основная статья: Космологические модели
Из всего множества наблюдательных данных для построения и подтверждения теорий ключевыми являются следующие:
Все наблюдения, связанные со шкалой расстояний. Именно их результаты дают значения постоянной Хаббла H, в законе носящим его имя:
cz=H_0 D,,
где z — красное смещение галактики, D — расстояние до неё, c — скорость света.
Возраст Вселенной, получаемый из закона расширения должен быть строго больше возраста самых старых объектов. (К примеру, из наблюдений звездных скоплений )
Измерения первоначального обилия элементов. (К примеру, из наблюдений BCDG-галактик и G-карликов ).
Данные реликтового фона.
Данные об эволюции крупномасштабных структур. (Помимо непосредственных наблюдений структуры, источники данных могут быть самые разнообразные от наблюдений отдельных объектов до реликтового фона).
Их интерпретация начинается с постулата, утверждающего, что каждый наблюдатель в один и тот же момент времени, независимо от места и направления наблюдения обнаруживает в среднем одну и ту же картину. То есть на больших масштабах Вселенная пространственно однородна и изотропна. Заметим, данное утверждение не запрещает неоднородности во времени, то есть существования выделенных последовательностей событий, доступных всем наблюдателям.
Сторонники теорий стационарной Вселенной иногда формулируют «совершенный космологический принцип», согласно которому свойствами однородности и изотропности должно обладать четырёхмерное пространство-время. Однако наблюдаемые во Вселенной эволюционные процессы, по всей видимости не согласуются с таким космологическим принципом.
В общем случае для построения моделей применяются следующие теории и разделы физики:
Равновесная статистическая физика, её основные понятия и принципы, а также теория релятивистского газа.
Теория гравитации, обычно это ОТО. Хотя её эффекты проверены только в масштабах Солнечной системы[67][68], и её использование в масштабе галактик и Вселенной в целом может быть подвергнуто сомнению.
Некоторые сведения из физики элементарных частиц: список основных частиц, их характеристики, типы взаимодействия, законы сохранения. Космологические модели были бы много проще, если бы протон не был стабильной частицей и распадался бы[69], чего современные эксперименты в физических лабораториях не подтверждают.
На данный момент, комплекс моделей, наилучшим образом объясняющий наблюдательные данные является:
Теория Большого Взрыва.
Описывает химический состав Вселенной. Теория стадии инфляции.
Объясняет причину расширения. Модель расширения Фридмана.
Описывает расширение. Иерархическая теория.
Описывает крупномасштабную структуру.
прим.: зелёный цвет означает абсолютно доминирующие теории; янтарный — признана многими, но широко обсуждаемая; алый — испытывающая большие проблемы в последнее время, но поддерживаемая многими теоретиками.
Модель расширяющейся Вселенной
Основная статья: Расширение Вселенной
Модель расширяющейся Вселенной описывает сам факт расширения. В общем случае не рассматривается, когда и почему Вселенная начала расширяться. В основе большинства моделей лежит ОТО и её геометрический взгляд на природу гравитации.
Если изотропно расширяющуюся среду рассматривать в системе координат, жестко связанной с материей, то расширение Вселенной формально сводится к изменению масштабного фактора всей координатной сетки, в узлах которой «посажены» галактики. Такую систему координат называют сопутствующей. Начало же отсчёта обычно прикрепляют к наблюдателю.
Единой точки зрения, является ли Вселенная действительно бесконечной или конечной в пространстве и объёме, не существует. Тем не менее, наблюдаемая Вселенная конечна, поскольку конечна скорость света и существовал Большой Взрыв.
Модель Фридмана
Основная статья: Вселенная Фридмана
Стадия Эволюция a(\eta) Параметр Хаббла
Инфляционная a\propto e^{Ht} H^2=\frac{8\pi}{3}\frac{\rho_{vac}}{M^2_{pl}}
Радиационное доминирование
p=ρ/3 a\propto t^{\frac{1}{2}} H=\frac{1}{2t}
Пылевая стадия
p=const a\propto t^{\frac{2}{3}} H=\frac{2}{3t}
\Lambda-доминирование a\propto e^{Ht} H^2=\frac{8\pi}{3}G\rho_{\Lambda}
В рамках ОТО вся динамика Вселенной может быть сведена к простым дифференциальным уравнениям для масштабного фактора a(t).[70]
В однородном, изотропном четырехмерном пространстве с постоянной кривизной, расстояние между двумя бесконечно приближенными точками можно записать следующим образом:
ds^2 = cdt - a^2(t) \left(dr^2-k\frac{(rdr)^2}{1-kr^2}\right)
k — кривизна пространства (принимает значения −1 0 1), а r - радиус вектор.
Если же выражение для метрики подставить в уравнения ОТО, то получим следующую систему уравнений:
Уравнение энергии
\left(\frac{\dot a}{a}\right)^2=\frac{8\pi G\rho}{3}-\left(\frac{kc^2}{a^2}\right)+\frac{\Lambda c^2}{3}
Уравнение движения
\frac{\ddot a}{a}=-\frac{4\pi G}{3}\left(\rho +\frac{3P}{c^2}\right) + \frac{\Lambda c^2}{3}
Уравнение неразрывности
\frac{d\rho}{dt} =-3H\left(\rho +\frac{P}{c^2}\right)
где Λ — космологическая постоянная, ρ — средняя плотность Вселенной, P — давление, с — скорость света.
Приведенная система уравнений допускает множество решений, в зависимости от выбранных параметров. На самом деле значение параметров фиксированы только на текущий момент и с течением времени эволюционируют, поэтому эволюцию расширения описывает совокупность решений.[70]
Объяснение закона Хаббла
Допустим есть источник, расположенный в сопутствующей системе на расстоянии r1 от наблюдателя. Приемная аппаратура наблюдателя регистрирует фазу приходящей волны. Рассмотрим два интервала между точками с одной и тойже фазой[70]:
\frac{\delta t_1}{\delta t_0} =\frac{\nu_0}{\nu_1} \equiv 1+z
С другой стороны для световой волны в принятой метрике выполняется равенство:
dt = \pm a(t)\frac{dr}{\sqrt{1-kr^2}}
Если это уравнение проинтегрировать и вспомнить, что в сопутствующих координатах r не зависит от времени, то при условии малости длины волны относительно радиуса кривизны Вселенной получим соотношение:
\frac{\delta t_1}{a(t_1)} =\frac{\delta t_0}{a(t_0)}
Если теперь его подставить в первоначальное соотношение:
1+z = \frac{a(t_0)}{a(t_1)}
После разложения правой части в ряд Тейлора с учетом члена первого порядка малости получим соотношение в точности совпадающее с законом Хаббла. Где постоянная H принимает вид:
H=\frac{\dot a (t)}{a(t)}
ΛCDM
Основная статья: Модель Лямбда-CDM
Космологические параметры по данным WMAP и Planck
WMAP[6] Planck[71]
Возраст Вселенной t0 млрд.лет 13.75±0.13 13.81±0.06
H0 км/с/МПк 71.0±2.5 67.4±1.4
Плотность барионной материи Ωbh2 0.0226±0.0006 0.0221 ± 0.0003
Плотность темной материи Ωсh2 0.111 ± 0.006 0.120 ± 0.003
Общая плотность Ωt 1.08+0.09-0.07 1.0 ±0.02
Плотность барионной материи Ωb 0.045±0.003
Плотность темной энергии ΩΛ 0.73±0.03 0.69±0.02
Плотность темной материи Ωc 0.22±0.03
Как уже говорилось, уравнения Фридмана допускают множество решений, в зависимости от параметров. И современная модель ΛCDM - это модель Фридмана с общепринятыми параметрами. Обычно в работе наблюдателей они приводятся в понятиях, связанных с критической плотностью[70]:
\rho_{cr} = \frac{3H_0^2}{8\pi G}
Если выразить левую часть из закона Хаббла, то после приведения получим следующий вид:
1 = \Omega_m +\Omega_k +\Omega_{\Lambda} ,
где Ωm=ρ/ρcr , Ωk = -(kc2)/(a2H2) , ΩΛ=(8πGΛc2)/ρcr. Из этой записи видно, что если Ωm+ΩΛ= 1 , т.е суммарная плотность материи и темной энергии равна критической, то k = 0, т.е. пространство плоское, если больше, то k = 1, если меньше k= -1
В современной общепринятой модели расширения космологическая постоянная положительна и существенно отлична от нуля, то есть на больших масштабах возникают силы антигравитации. Природа таких сил неизвестна, теоретически подобный эффект можно было бы объяснить действием физического вакуума, однако ожидаемая плотность энергии оказывается на много порядков больше, чем энергия, соответствующая наблюдаемому значению космологической постоянной — проблема космологической постоянной[70].
Остальные варианты на данный момент представляют только теоретический интерес, однако это может измениться при появлении новых экспериментальных данных. Современная история космологии уже знает подобные примеры: модели с нулевой космологической постоянной безоговорочно доминировали (помимо короткого всплеска интереса к другим моделям в 1960-е гг.) с момента открытия Хабблом космологического красного смещения и до 1998 года, когда данные по сверхновым типа Ia убедительно опровергли их[комм. 2].
Дальнейшая эволюция расширения
Дальнейший ход расширения в общем случае зависит от значений космологической постоянной Λ, кривизны пространства k и уравнения состояния P(ρ). Однако качественно эволюцию расширения можно оценить, опираясь на достаточно общие предположения.[70]
Λ < 0
Если значение космологической постоянной отрицательно, то действуют только силы притяжения и более никаких. Правая часть уравнения энергии будет неотрицательной только при конечных значениях R. Это означает, что при некотором значении Rc Вселенная начнет сжиматься при любом значении k и вне зависимости от вида уравнения состояния[72].
Λ = 0
В случае, если космологическая постоянная равна нулю, то эволюция при заданном значении H0 целиком и полностью зависит от начальной плотности вещества[70]:
\left(\frac{da}{dt}\right)^2=G\frac{8\pi\rho_0 a_0^3}{3a} -a_0^2H_0\left(\rho_0 - \frac{3H_0^2}{8\pi G}\right).
Если \rho_0 =\rho_{cr} , то расширение продолжается бесконечно долго, в пределе с асимптотически стремящейся к нулю скоростью. Если плотность больше критической, то расширение Вселенной тормозится и сменяется сжатием. Если меньше, то расширение идёт неограниченно долго с ненулевым пределом H.
Λ > 0
Если Λ>0 и k≤0, то Вселенная монотонно расширяется, но в отличие от случая с Λ=0 при больших значениях R скорость расширения растёт[72]:
R\propto exp[(\Lambda/3)^{1/2}t].
При k=1 выделенным значением является \Lambda_c=4\pi G\rho. В этом случае существует такое значение R, при котором R'=0 и R''=0, то есть Вселенная статична.
При Λ>Λc скорость расширения убывает до какого-то момента, а потом начинает неограниченно возрастать. Если Λ незначительно превышает Λc, то на протяжении некоторого времени скорость расширения остаётся практически неизменной.
В случае Λ<Λc всё зависит от начального значения R, с которого началось расширения. В зависимости от этого значения Вселенная либо будет расширяться до какого-то размера, а потом сожмется, либо будет неограниченно расширяться.
Теория Большого взрыва (модель горячей Вселенной)
Основная статья: Большой взрыв
Теория Большого взрыва — теория первичного нуклеосинтеза. Отвечает на вопрос — каким образом образовались химические элементы и почему распространенность их именно такая, какая сейчас наблюдается. Зиждется на экстраполяции законов ядерной и квантовой физики, в предположении, что при движении в прошлое, средняя энергия частиц (температура) возрастает[73].
Граница применимости — область высоких энергий, выше которых перестают работать изученные законы. При этом вещества как такового уже и нет, а есть практически чистая энергия. Если экстраполировать закон Хаббла на тот момент, то окажется, что видимая область Вселенный разместилась в небольшом объёме. Малый объём и большая энергия — характерное состояние вещества после взрыва, отсюда и название теории — теория Большого Взрыва. При этом остается за рамками ответ на вопрос: «Что вызвало это взрыв и какова его природа?».
Также теория Большого взрыва предсказала и объяснила происхождение реликтового излучения — это наследие того момента, когда ещё всё вещество было ионизованным и не могло сопротивляться давлению света. Иными словами, реликтовый фон — это остаток «фотосферы Вселенной».
Энтропия Вселенной
Основная статья: Энтропия Вселенной
Главным аргументом, подтверждающий теорию горячей Вселенной, является значение её удельной энтропии. Она с точностью до численного коэффициента равна отношению концентрации равновесных фотонов nγ к концентрации барионов nb.
Выразим nb через критическую плотность и долю барионов[70]:
n_b=\frac{\rho_cr}{m_p}=1{,}124\cdot 10^{-5}\Omega_b h^2_{100},
где h100 — современное значение Хаббла, выраженное в единицах 100 км/(c Мпк), и, учитывая, что для реликтового излучения с T=2,73 К
n_\gamma\approx 420(1+z)^3 см−3,
получаем:
\eta\simeq n_b/n_{\gamma}\approx 2{,}7\cdot 10^{-8}\Omega_b h_{100}^2\sim 10^{-9}.
Обратная величина и есть значение удельной энтропии.
Первые три минуты. Первичный нуклеосинтез
Основные ядерные реакции на этапе первичного нуклеосинтеза.
Предположительно, с начала рождения (или по крайне мере с конца инфляционной стадии) и в течение времени, пока температура остаётся не ниже 1016 ГэВ (10−10с), присутствуют все известные элементарные частицы, причем все они не имеют массы. Этот период называется периодом Великого объединения, когда электрослабое и сильное взаимодействия едины[74] .
На данный момент невозможно сказать, какие же именно частицы присутствуют в тот момент, но кое-что всё же известно. Величина η — не только показатель удельной энтропии, но и характеризует избыток частиц над античастицами[75]:
\frac{n_p-n_{\bar p}}{n_p}=10^{-9}.
В момент, когда температура опускается ниже 1015 ГэВ, вероятно, выделяются X- и Y-бозоны с соответствующими массами.
Эпоху Великого объединения сменяет эпоха электрослабого объединения, когда электромагнитное и слабое взаимодействия представляют единое целое. В эту эпоху идет аннигиляция X- и Y-бозонов. В момент, когда температура понижается до 100 ГэВ, эпоха электрослабого объединения заканчивается, образуются кварки, лептоны и промежуточные бозоны.
Настаёт адронная эра, эра активного рождения и аннигиляции адронов и лептонов. В эту эпоху примечателен момент кварк-адронного перехода или момент конфайнмента кварков, когда стало возможным слияние кварков в адроны. В этот момент температура равна 300—1000 МэВ, а время от рождения Вселенной составляет 10−6 с.
Эпохе адронной эры наследует лептонная эра — в момент, когда температура падает до уровня 100 МэВ, а на часах 10−4 с. В эту эпоху состав Вселенной начинает походить на современный; основные частицы — это фотоны, помимо них есть только электроны и нейтрино со своими античастицами, а также протоны и нейтроны. В этот период происходит одно важное событие: вещество становится прозрачным для нейтрино. Возникает что-то наподобие реликтового фона, но для нейтрино. Но так как отделение нейтрино произошло раньше отделения фотонов, когда некоторые виды частиц ещё не проаннигилировали, отдав свою энергию остальным, то и остыли они больше. К настоящему времени нейтринный газ должен был остыть до 1,9 К, если нейтрино не имеют массы (или их массы пренебрежимо малы).
При температуре Т≈0,7 МэВ термодинамическое равновесие между протонами и нейтронами, существовавшее до этого, нарушается и отношение концентрации нейтронов и протонов застывает на значении 0,19. Начинается синтез ядер дейтерия, гелия, лития. Спустя ~200 секунд после рождения Вселенной температура падает до значений, при которых нуклеосинтез более невозможен, и химический состав вещества остаётся неизменным до момента рождения первых звёзд[74].
Проблемы теории Большого взрыва
Несмотря на значительные успехи, теория горячей Вселенной сталкивается с рядом трудностей. Если бы Большой взрыв вызвал расширение Вселенной, то в общем случае могло бы возникнуть сильное неоднородное распределение вещества, чего не наблюдается. Теория Большого Взрыва также не объясняет расширение Вселенной, она принимает его как факт[76].
Теория также предполагает, что соотношение числа частиц и античастиц на первоначальной стадии было таким, что дало в результате современное преобладание материи над антиматерией. Можно предположить, что вначале Вселенная была симметрична — материи и антиматерии было одинаковое количество, но тогда чтобы объяснить барионную асимметрию необходим некоторый механизм бариогенеза, который должен приводить к возможности распада протона, чего также не наблюдается[69].
Различные теории Великого объединения предполагают рождение в ранней Вселенной большого числа магнитных монополей, до сего момента также не обнаруженных[77].
Инфляционная модель
Основная статья: Инфляционная модель Вселенной
Задача теории инфляции — дать ответы на вопросы, которые оставили после себя теория расширения и теория Большого взрыва: «Почему Вселенная расширяется? И что представляет из себя Большой Взрыв?..» Для этого расширение экстраполируется на нулевой момент времени и вся масса Вселенной оказывается в одной точке, образуя космологическую сингулярность, часто её и называют Большим Взрывом. По всей видимости, общая теория относительности на тот момент уже неприменима, что приводит к многочисленным, но пока, увы, только чисто умозрительным попыткам разработать более общую теорию (или даже «новую физику»), решающую эту проблему космологической сингулярности
Основная идея инфляционной стадии — если вести скалярное поле, называемое инфлантоном, воздействие которого велико на начальных стадиях (начиная, примерно с 10−42с), но быстро убывает со временем, то можно объяснить плоскую геометрию пространства, хаббловское расширение же становится движением по инерции благодаря большой кинетической энергии, накопленной в ходе инфляции, а происхождение из малой изначально причинно-связанной области объясняет однородность и изотропность Вселенной[78].
Однако способов задать инфлатон — великое множество, что в свою очередь порождает целое множество моделей. Но большинство основывается на предположении о медленном скатывании: потенциал инфлантона медленно уменьшается до значения, равного нулю. Конкретный же вид потенциала и способ задания начальных значений зависит от выбранной теории.
Теории инфляции также делятся на бесконечные и конечные во времени. В теории с бесконечной инфляцией существуют области пространства — домены — которые начали расширяться, но из-за квантовых флуктуаций вернулись в первоначальное состояние, в котором возникают условия для повторной инфляции. К таким теориям относится любая теория с бесконечным потенциалом и хаотическая теория инфляции Линде[78].
К теориям с конечным временем инфляции относится гибридная модель. В ней существует два вида поля: первое ответственно за большие энергии (а значит за скорость расширения), а второе за малые, определяющие момент завершения инфляции. В таком случае квантовые флуктуации могут повлиять только на первое поле, но не на второе, а значит и сам процесс инфляции конечен.
К нерешенным проблемам инфляции можно отнести скачки температуры в очень большом диапазоне, в какой-то момент она падает почти до абсолютного нуля. В конце инфляции происходит повторный нагрев вещества до высоких температур. На роль возможного объяснения столь странного поведения предлагается «параметрический резонанс»[79].
Мультивселенная
Основная статья: Мультивселенная
«Мультивселенная», «Большая Вселенная», «Мультиверс», «Гипервселенная», «Сверхвселенная», «Мультиленная», «Омниверс» — различные переводы английского термина multiverse. Появился он в ходе развития теории инфляции[80].<
|
|
|
|
|
|
swef
|
23.02.2014 в 17:39
|
|
Написал(а): wef
|
нейтральный
|
Amending our Terms of Use:
Please comment on a proposed amendment regarding undisclosed paid editing.
[ Помогите с переводом! ] close
Вселенная
Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Крупномасштабная структура Вселенной, как она выглядит в инфракрасных лучах с длиной волны 2,2 мкм — 1 600 000 галактик, зарегистрированных в Extended Source Catalog как результате Two Micron All-Sky Survey. Яркость галактик показана цветом от синего (самые яркие) до красного (самые тусклые). Тёмная полоса по диагонали и краям картины — расположение Млечного пути, пыль которого мешает наблюдениям
Космология
Ilc 9yr moll4096.png
Изучаемые объекты и процессы
Вселенная
История Вселенной
Наблюдаемая Вселенная
Возраст Вселенной
Крупномасштабная структура Вселенной
Формирование структуры
Реликтовое излучение
Тёмная энергия
Скрытая масса
Наблюдаемые процессы
Космологическое красное смещение
Расширение Вселенной
Формирование галактик
Закон Хаббла
Нуклеосинтез
Теоретические изыскания
Космологические модели
Космическая инфляция
Большой взрыв
Хронология Большого взрыва
Вселенная Фридмана
Сопутствующее расстояние
Модель Лямбда-CDM
Космология чёрной дыры
Космологический принцип
Космологическое уравнение состояния
Критическая плотность
Хронология космологии
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. Если автор различает эти сущности, то следуя традиции, первую называют Вселенной, а вторую — астрономической Вселенной, или Метагалактикой (в последнее время этот термин практически вышел из употребления). Вселенная является предметом исследования космологии.
В историческом плане для обозначения «всего пространства» использовались различные слова, включая эквиваленты и варианты из различных языков, такие как «небесная сфера», «космос», «мир». Использовался также термин «макрокосмос», хотя он предназначен для определения систем большого масштаба, включая их подсистемы и части. Аналогично, слово «микрокосмос» используется для обозначения систем малого масштаба.
Любое исследование, любое наблюдение, будь то наблюдение физика за тем, как раскалывается ядро атома, ребёнка за кошкой или астронома, ведущего наблюдения за далёкой-далёкой галактикой, — всё это наблюдение за Вселенной, вернее, за отдельными её частями. Эти части служат предметом изучения отдельных наук, а Вселенной в максимально больших масштабах, и даже Вселенной как единым целым занимаются астрономия и космология; при этом под Вселенной понимается или область мира, охваченная наблюдениями и космическими экспериментами, или объект космологических экстраполяций — физическая Вселенная как целое[1].
Предметом статьи являются знания о наблюдаемой Вселенной как о едином целом: наблюдения, их теоретическая интерпретация и история становления.
Среди однозначно интерпретируемых фактов относительно свойств Вселенной приведём здесь следующие:
Самый распространенный элемент — водород. Расширение Вселенной с хорошей точностью линейно до z ~ 0,1. Реликтовый фон флуктуирует на масштабах четвёртого порядка малости.
Температура реликтового фона зависит от z. Наличие Lα-леса в спектрах далеких объектов (квазаров) с z > 6. Наличие сильной неоднородности в распределении галактик на масштабах < 100 Мпк.
В основу теоретических объяснений и описаний этих явлений положен космологический принцип, суть которого в том, что наблюдатели, независимо от места и направления наблюдения, в среднем обнаруживают одну и туже картину. Сами теории стремятся объяснить и описать происхождение химических элементов, ход развития и причину расширения, возникновение крупномасштабной структуры.
Первый значительный толчок в сторону современных представлений о Вселенной совершил Коперник. Второй по величине вклад внесли Кеплер и Ньютон. Но поистине революционные изменения в наших представлениях о Вселенной происходят лишь в XX веке.
Содержание [убрать]
1 Этимология
2 Облик Вселенной
3 Наблюдения
3.1 Шкала расстояний и космологическое красное смещение
3.1.1 Метод тригонометрического параллакса
3.1.2 Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры
3.1.3 Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia
3.1.4 Метод определения расстояния по гравитационным линзам
3.1.5 Метод определения расстояния по красным гигантам
3.1.6 Проблемы и современные дискуссии
3.2 Изучение реликтового фона
3.2.1 Эффект Сюняева — Зельдовича
3.2.2 Поляризация
3.2.3 Флуктуации реликтового фона
3.3 Наблюдение далеких объектов
3.3.1 Лайман-альфа лес
3.3.2 Гравитационно-линзированные объекты
3.3.3 Наблюдения квазаров
3.3.4 Наблюдения гамма-всплесков
3.4 Изучение эволюции Вселенной и её крупномасштабной структуры
3.4.1 Изучение крупномасштабной структуры
3.4.2 Наблюдения звёздных скоплений
3.4.3 Наблюдения непроэволюционировавших объектов
4 Теоретические модели
4.1 Модель расширяющейся Вселенной
4.1.1 Модель Фридмана
4.1.2 Объяснение закона Хаббла
4.1.3 ΛCDM
4.1.4 Дальнейшая эволюция расширения
4.2 Теория Большого взрыва (модель горячей Вселенной)
4.2.1 Энтропия Вселенной
4.2.1.1 Первые три минуты. Первичный нуклеосинтез
4.2.2 Проблемы теории Большого взрыва
4.3 Инфляционная модель
4.3.1 Мультивселенная
4.3.2 Альтернативы теории инфляции
4.4 Теория эволюции крупномасштабных структур
4.4.1 Общие положения
4.4.2 Эпоха до рекомбинации
4.4.3 После рекомбинации
4.4.4 Стадия доминирования тёмной энергии
4.4.5 Проблемы теории
4.5 Проблемы современных моделей
5 История открытия Вселенной
5.1 Древняя космография и ранняя астрономия
5.1.1 Цивилизации Азии и Средиземноморья
5.1.1.1 Месопотамия
5.1.1.2 Древний Египет
5.1.1.3 Древняя Греция
5.1.2 Цивилизации Северной и Южной Америк
5.1.2.1 Месоамерика
5.2 Средневековье
5.2.1 Европа
5.2.2 Исламский мир
5.2.3 Русь
5.3 Эпоха Возрождения (XV—XVI вв)
5.3.1 Раннее Возрождение (XV в)
5.3.2 Гелиоцентрическая система (вторая половина XVI в)
5.3.3 Позднее Возрождение (вторая половина XVI в)
5.4 Научная революция (XVII в)
5.5 XVIII—XIX вв.
5.6 XX век
6 См. также
7 Примечания
Этимология
В русском языке слово «Вселенная» является заимствованием из старославянского «въсєленаꙗ»[2], что является калькой древнегреческого слова «ойкумена»[3] (др.-греч. οἰκουμένη), от глагола οἰκέω «населяю, обитаю» и в первом значении имело смысл лишь обитаемой части мира. Поэтому русское слово «Вселенная» родственно существительному «вселение» и лишь созвучно определительному местоимению «всё». Самое общее определение для «Вселенной» среди древнегреческих философов, начиная с пифагорейцев, было τὸ πᾶν (Всё), включавшее в себя как всю материю (τὸ ὅλον), так и весь космос (τὸ κενόν)[4].
Облик Вселенной
Химический состав[5] Средняя температура реликтового излучения Плотность материи во вселенной[6] Уравнение состояния[6]
H — 75 %
He — 23 %
O — 1 %
C — 0,5 % 2,725 К 10−29г/см3. Из них:
Темная энергия — 74 %
Темная материя — 22 %
Барионное вещество — 4 % -1.1±0.4
Представляя Вселенную как весь окружающий мир, мы сразу делаем её уникальной и единственной. И вместе с этим лишаем себя возможности описать её в терминах классической механики: из-за своей уникальности Вселенная ни с чем не может взаимодействовать, она — система систем, и поэтому в её отношении теряют свой смысл такие понятия, как масса, форма, размер. Вместо этого приходится прибегать к языку термодинамики, употребляя такие понятия как плотность, давление, температура, химический состав.
Расширение Вселенной
Однако Вселенная мало похожа на обычный газ. Уже на самых крупных масштабах мы сталкиваемся с расширением Вселенной и реликтовым фоном. Природа первого явления — гравитационное взаимодействие всех существующих объектов. Именно его развитием определяется будущее Вселенной.
Второе же явление это наследство ранних эпох, когда свет горячего Большого взрыва практически перестал взаимодействовать с материей, отделился от неё. Сейчас из-за расширения Вселенной из видимого диапазона большинство излучённых тогда фотонов перешли в микроволновой радиодиапазон.
Иерархия масштабов во Вселенной
При переходе к масштабам меньше 100 Мпк обнаруживается чёткая ячеистая структура. Внутри ячеек пустота — войды. А стенки образованы из сверхскоплений галактик. Эти сверскопления — верхний уровень целой иерархии, затем идут скопления галактик, потом локальные группы галактик, а самый нижний уровень (масштаб 5—200 кпк) — это огромное многообразие самых различных объектов. Конечно, все они — галактики, но все они различны: это и линзовидные, неправильные, эллиптические, спиральные, с полярным кольцами, с активными ядрами и т. д.
Из них отдельно стоит упомянуть квазары, отличающихся очень высокой светимостью и настолько малым угловым размером, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от «точечных источников» — звёзд. Болометрическая светимость квазаров может достигать 1046 — 1047 эрг/с[7].
Переходя к составу галактики мы обнаруживаем: темную материю, космические лучи, межзвездный газ, шаровые скопления, рассеянные скопления, двойные звезды, звездные системы больше кратности, сверхмассивные черные дыры и черные дыры звездной массы, и, наконец, одиночные звезды разного населения.
Их индивидуальная эволюция и взаимодействие друг с другом порождает множество явлений. Так предполагается, что источником энергии у упомянутых уже квазаров служит аккреция межзвездного газа на сверхмассивную центральную чёрную дыру.
Отдельно стоит упомянуть и о гамма-всплесках — это внезапные кратковременные локализуемые повышения интенсивности космического гамма-излучения с энергией в десятки и сотни кэВ[8]. Из оценок расстояний до гамма-всплесков можно сделать вывод, что излучаемая ими энергия в гамма-диапазоне достигает 1050 эрг. Для сравнения, светимость всей галактики в этом же диапазоне составляет «всего» 1038 эрг/c. Такие яркие вспышки видны из самых далеких уголков Вселенной, так у GRB 090423 красное смещение z = 8,2.
Сложнейшим комплексом, включающим в себя множество процессов, является эволюция галактики[9]:
Process in)galaxy.png
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. Процессы, масштабы которых сравнимы или больше размера галактики (на диаграмме это все остальные, не вошедшие в центральную область), меняют морфологическую структуру, темп звездообразования, а значит, и скорость химической эволюции, спектр галактики и так далее.
Наблюдения
Основная статья: Астрономия
Описанное выше многообразие порождает целый спектр задач наблюдательного характера. В одну группу можно включить изучение отдельных феноменов и объектов, а это:
Феномен расширения. А для этого нужно измерять расстояния и красные смещения и как можно более далеких объектов. При ближайшем рассмотрении это выливается в целый комплекс задач, называемый шкалой расстояний.
Реликтовый фон.
Отдельные удаленные объекты, как квазары и гамма-всплески.
Далёкие и старые объекты излучают мало света и необходимы гигантские телескопы, такие как обсерватория Кека, VLT, БТА, «Хаббл» и строящиеся E-ELT и «Джеймс Уэбб». Кроме того, для выполнения первой задачи необходимы и специализированные средства — такие, как Hipparcos и разрабатывающаяся Gaia.
Как было сказано, излучение реликтового лежит в микроволновом диапазоне длин волн, следовательно для его изучения необходимы радионаблюдения и, желательно, космическими телескопами, такими как WMAP и «Планк».
Уникальные особенности гамма-всплесков требуют не только гамма-лабораторий на орбите, наподобие SWIFT, но и необычных телескопов — робот-телескопов — чье поле зрения больше, чем у вышеупомянутых инструментов SDSS, и способных наблюдать в автоматическом режиме. Примерами таких систем может служить телескопы российской сети «Мастер» и российско-итальянский проект Tortora.
Предыдущие задачи — это работа по отдельным объектам. Совсем иной подход требуется для:
Изучения крупномасштабной структуры Вселенной.
Изучение эволюцию галактик и процессов её составляющие. Таким образом нужны наблюдения как можно более старых объектов и как можно в большем числе.
С одной стороны необходимы массовые, обзорные наблюдения. Это вынуждает использовать телескопы с широким полем, например, такие, как в проекте SDSS. С другой стороны требуется детализация, на порядки превышающая надобности большинства задач предыдущей группы. А это возможно только с помощью РСДБ-наблюдений, с базой в диаметр Земли, или ещё больше как эксперименте «Радиоастрон».
Отдельно стоит выделить поиск реликтовых нейтрино. Для её решения необходимо задействовать специальные телескопы — нейтринные телескопы и нейтринные детекторы, — такие как Баксанский нейтринный телескоп, Байкальский подводный, IceCube, KATRIN.
Одно изучение гамма-всплесков, да реликтового фона свидетельствует о том, что только оптическим участком спектра тут не обойтись. Однако атмосфера Земли имеет всего два окна прозрачности: в радио- и оптическом диапазоне, и поэтому без космических обсерваторий не обойтись. Из ныне действующих в пример тут приведем Chandra, Integral, XMM-Newton, Гершель. В разработке находятся «Спектр-УФ», IXO, «Спектр-РГ», Astrosat и многие другие.
Шкала расстояний и космологическое красное смещение
Основная статья: Шкала расстояний в астрономии
Измерение расстояния в астрономии - многоступенчатый процесс. И основная сложность заключается в том, что наилучшие точности у разных методах достигаются на разных масштабах. Поэтому для измерений всё более и более далеких объектов используется всё более и более длинная цепочка методов, каждый из которых опирается на результаты предыдущего.
В основании всех эти цепочек лежит метод тригонометрического параллакса - базовый, единственный, где расстояние измеряется геометрически, с минимальным привлечением допущений и эмпирических закономерностей. Прочие методы, в большинстве своем, для измерения расстояния используют стандартную свечу - источник с известной светимостью. И расстояние до него можно вычислить[10]:
D^2=\frac{L}{4\pi F}
где D - искомое расстояние, L — светимость, а F - измеренный световой поток.
Метод тригонометрического параллакса
Схема возникновения годичного параллакса
Параллакс — это угол, возникающий благодаря проекции источника на небесную сферу. Различают два вида параллакса: годичный и групповой[11].
Годичный параллакс — угол, под которым был бы виден средний радиус земной орбиты из центра масс звезды. Из-за движения Земли по орбите видимое положение любой звезды на небесной сфере постоянно сдвигается — звезда описывает эллипс, большая полуось которого оказывается равной годичному параллаксу. По известному параллаксу из законов евклидовой геометрии расстояние от центра земной орбиты до звезды можно найти как[11]:
D=\frac{2R}{2 \sin \alpha/2}\approx \frac{2R}{\alpha} ,
где D - искомое расстояние, R - радиус земной орбиты, а приближённое равенство записано для малого угла (в радианах). Данная формула хорошо демонстрирует основную трудность этого метода: с увеличением расстояния значение параллакса убывает по гиперболе, и поэтому измерение расстояний до далеких звезд сопряжено со значительными техническими трудностями.
Суть группового параллакса состоит в следующем: если некое звёздное скопление имеет заметную скорость относительно Земли, то по законам проекции видимые направления движения его членов будут сходиться в одной точке, называемой радиантом скопления. Положение радианта определяется из собственных движений звёзд и смещения их спектральных линий, возникшего из-за эффекта Доплера. Тогда расстояние до скопления находится из следующего соотношения[12]:
D=\frac{V_r \mathrm{tg}(\lambda)}{4.738\mu},
где μ и 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. Только Гиады имеют заметный групповой параллакс, но до запуска спутника Hipparcos только таким способом можно откалибровать шкалу расстояний для старых объектов[11].
Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры
На цефеидах и звёздах типа RR Лиры единая шкала расстояний расходится на две ветви — шкалу расстояний для молодых объектов и для старых[11]. Цефеиды расположены, в основном, в областях недавнего звёздообразования, и поэтому являются молодыми объектами. Переменные типа RR Лиры тяготеют к старым системам, например, особенно их много в шаровых звёздных скоплениях в гало нашей Галактики.
Оба типа звёзд являются переменными, но если цефеиды — недавно образовавшиеся объекты, то звёзды типа RR Лиры сошли с главной последовательности — гиганты спектральных классов A—F, расположенные, в основном, на горизонтальной ветви диаграммы «цвет-величина» для шаровых скоплений. Однако, способы их использования как стандартных свеч различны:
Для цефеид существует хорошая зависимость «период пульсации — абсолютная звёздная величина». Скорее всего, это связано с тем, что массы цефеид различны.
Для звёзд RR Лиры средняя абсолютная звёздная величина примерно одинакова и составляет M_{RR}\approx0.78^m[11].
Определение данным методом расстояний сопряжено с рядом трудностей:
Необходимо выделить отдельные звёзды. 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.
Кроме того, для цефеид остаётся серьёзной проблемой точное определение нуль-пункта зависимости «период пульсации — светимость». На протяжении XX века его значение постоянно менялось, а значит, менялась и оценка расстояния, получаемая подобным способом. Светимость звезд типа RR Лиры, хотя и почти постоянна, но всё же зависит от концентрации тяжелых элементов.
Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia
Кривые блеска различных сверхновых.
Вспышка сверхновой - колоссальный взрывной процесс, происходящий по всему телу звезды,при этом выделившейся энергии лежит в диапазоне от 1050 — 1051 эрг[13]. А также сверхновые типа Ia имеют одинаковую светимость в максимуме блеска. Вместе это позволяет измерять расстояния до очень далеких галактик.
Именно благодаря им в 1998 году две группы наблюдателей открыли ускорение расширения Вселенной[14]. На сегодняшний день факт ускорения почти не вызывает сомнений, однако, по сверхновым невозможно однозначно определить его величину: всё ещё крайне велики ошибки для больших z[10][15].
Обычно, помимо общих для всех фотометрических методов, к недостаткам и открытым проблемам относят[16]:
Проблема К-поправки. Суть этой проблемы состоит в том, что измеряется не боллометрическая интенсивность (интегрированная по всему спектру), а в определенном спектральном диапазоне приемника. Это значит, что для источников, имеющие разные красные смещения, измеряется интенсивность в разных спектральных диапазонах. Для учета этого различия вводится особая поправка, называемая К-поправка.
Форма кривой зависимости расстояния от красного смещения измеряется разнымиобсерваториями на разных инструментах, что порождает проблемы с калибровками потоков и т.п.
Раньше считалось, что все сверхновые Ia - это взрывающиеся белые карлики в тесной двойной системе, где второй компонент это красный гигант. Однако появились свидетельства, что по крайне мере часть из них могут возникать в ходе слияния двух белых карликов, а значит этот подкласс уже не походит для использования в качестве стандартной свечи.
Зависимость светимости сверхновой от химического состава звезды-предшественницы.
Метод определения расстояния по гравитационным линзам
Геометрия гравитационного линзирования
Проходя около массивного тела, луч света отклоняется. Таким образом, массивное тело способно собирать параллельный пучок света в некотором фокусе, строя изображение, причём их может быть несколько. Это явление называется гравитационным линзированием. Если линзируемый объект — переменный, и наблюдается несколько его изображений, это открывает возможность измерения расстояний, так как между изображениями будут различные временны́е задержки из-за распространения лучей в разных частях гравитационного поля линзы (эффект аналогичен эффекту Шапиро в Солнечной системе).[17]
Если в качестве характерного масштаба для координат изображения ξ и источника η (см. рисунок) в соответствующих плоскостях взять ξ0=Dl и η0=ξ0Ds/Dl (где D — угловое расстояние), тогда можно записывать временно́е запаздывание между изображениями номер i и j следующим образом[17]:
\Delta t=\frac{1}{c}\frac{D_sD_l}{D_{ls}}(1+z_l)\left|\frac{1}{2}((x_j-y)^2-(x_i-y)^2) + \psi(x_i, y)-\psi(x_j, y)\right|
где x=ξ/ξ0 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. Считается, что в большинстве случаев реальный потенциал линзы хорошо аппроксимируется моделью, в которой вещество распределено радиально симметрично, а потенциал превращается в бесконечность. Тогда время задержки определяется по формуле:
\Delta t=\frac{1}{c}\frac{D_sD_l}{D_{ls}}(1+z_l)\left|x_i-x_j\right|.
Однако, на практике чувствительность метода к виду потенциала гало галактики существенна. Так, измеренное значение H0 по галактике SBS 1520+530 в зависимости от модели колеблется от 46 до 72 км/(с Мпк)[18].
Метод определения расстояния по красным гигантам
Ярчайшие красные гиганты имеют одинаковую абсолютную звёздную величину −3.0m±0.2m[19], а значит, подходят на роль стандартных свеч. Наблюдательно первым этот эффект обнаружил Сендидж в 1971 году. Предполагается, что эти звёзды либо находятся на верхней точке первого подъёма ветви красных гигантов звёзд малой массы (меньше солнечной), либо лежат на асимптотической ветви гигантов.
Основным достоинством метода является то, что красные гиганты удалены от областей звёздообразования и повышенной концентрации пыли, что сильно облегчает учёт поглощения. Их светимость также крайне слабо зависит от металличности как самих звёзд, так и окружающей их среды. Основная проблема данного метода — выделение красных гигантов из наблюдений звёздного состава галактики. Существует два пути её решения[19]:
Классический — метод выделения края изображений. При этом обычно применяют Собелевский фильтр. Начало провала — искомая точка поворота. Иногда вместо собелевского фильтра в качестве аппроксимирующей функции берут гауссиану, а функция выделения края зависит от фотометрических ошибок наблюдений. Однако, по мере ослабления звезды растут и ошибки метода. В итоге предельно измеряемый блеск на две звездных величины хуже, чем позволяет аппаратура.
Второй путь — построение функции светимости методом максимального правдоподобия. Данный способ основывается на том, что функция светимости ветви красных гигантов хорошо аппроксимируется степенной функцией:
\xi(m)\propto 10^{am},
где a — коэффициент, близкий к 0,3, m — наблюдаемая звёздная величина. Основная проблема — расходимость в некоторых случаях рядов, возникающих в результате работы метода максимального правдоподобия[19].
Проблемы и современные дискуссии
Одной из проблем является неопределённость в значении постоянной Хаббла и её изотропии. Одна группа исследователей утверждает, что значение постоянной Хаббла флуктуирует на масштабах 10-20°[20]. Возможных причин этому явлению несколько:
Реальный физический эффект — в таком случае космологическая модель должна быть кардинально пересмотрена;
Стандартная процедура усреднения ошибок некорректна[21].
Это также ведет к пересмотру космологической модели, но возможно, не такой значительной[22]. В свою очередь, многие другие обзоры и их теоретическая интерпретация не показывают анизотропии, превышающей локально обусловленную ростом неоднородности, в которую входит и наша Галактика, в изотропной в целом Вселенной[23][24][25][26].
Изучение реликтового фона
Спектр реликтового излучения
Информация, которую возможно получить, наблюдая реликтовый фон, крайне разнообразна: примечателен сам факт существования реликтового фона. Если Вселенная существовала вечно, то неясна причина его существования — массовых источников, способных создать такой фон, мы не наблюдаем. Однако если время жизни Вселенной конечно, то очевидно, что причина его возникновения кроется на начальных этапах её становления.[27]
На сегодняшний день доминирует мнение, что реликтовое излучение — это излучение, высвободившееся в момент образовании атомов водорода. До этого излучение было заперто в веществе, а вернее, в том, что тогда оно из себя представляло — плотной горячей плазме.
Метод анализа реликтового фона на этом предположении и базируется. Если мысленно проследить путь каждого фотона, то получится, что поверхность последнего рассеяния — сфера, тогда колебания температуры удобно разложить в ряд по сферическим функциям[27]:
\delta T(\theta,\phi)=\sum_{l=2}^{\infty}\sum_{m=-l}^{l}a_{lm}Y_{lm}(\theta,\phi)
где a_{lm} — коэффициенты, называемые мультипольными, а Y_{lm} — сферические гармоники. Получающаяся информация довольно разнообразна.
Различная информация заложена также и в отклонениях от чернотельного излучения. Если отклонения масштабны и систематичны, то наблюдается эффект Сюняева — Зельдовича, малые же флуктуации обусловлены флуктуациями вещества на ранних стадиях развития Вселенной.
Особо ценную информацию о первых секундах жизни Вселенной (в частности, о стадии инфляционного расширения) несёт поляризация реликтового фона.
Эффект Сюняева — Зельдовича
Основная статья: Эффект Сюняева — Зельдовича
Если фотоны реликтового фона на своём пути встречают горячий газ скоплений галактик, то в ходе рассеяния за счёт обратного эффекта Комптона фотоны будут разогреваться (то есть увеличат частоту), забирая часть энергии у горячих электронов. Наблюдательно это будет проявляться снижением потока реликтового излучения в направлении крупных скоплений галактик в длинноволновой области спектра.
С помощью этого эффекта можно получить информацию[28]:
о давлении горячего межгалактического газа в скоплении, а, возможно, и о самой массе скопления;
о скорости скопления вдоль луча зрения (из наблюдений на разных частотах);
о величине постоянной Хаббла H0, с привлечением наблюдений в гамма-диапазоне.
При достаточном количестве наблюдаемых скоплений можно определить и общую плотность Вселенной Ω.
Поляризация
Карта поляризации реликтового излучения по данным WMAP
Поляризация реликтового излучения могла возникнуть только в эпоху просветления. Так как рассеяние томпсоновское, то реликтовое излучение линейно поляризовано. Соответственно, параметры Стокса Q и U, характеризующие линейные параметры, отличны, а параметр V равен нулю. Если интенсивность можно разложить по скалярным гармоникам, то поляризацию можно разложить по так называемым спиновым гармоникам[27]:
Q+iU=\sum_{l,m}a_{lm}^{\pm2}Y_{lm}^{\pm2}(\theta, \phi)
Выделяются E-мода (градиентная составляющая) и B-мода (роторная составляющая)[29].
a_{lm}^E=\frac{1}{2}\left(a_{lm}^{+2}+a_{lm}^{-2}\right)
a_{lm}^B=\frac{1}{2}\left(a_{lm}^{+2}-a_{lm}^{-2}\right)
E-мода может появляться при прохождении излучения через неоднородную плазму вследствие томпсоновского рассеяния. B-мода, максимальная амплитуда которой достигает всего лишь 0,1 \mu K, возникает лишь при взаимодействии с гравитационными волнами.
B-мода является признаком инфляции Вселенной и определяется плотностью первичных гравитационных волн. Наблюдение B-моды является сложной задачей вследствие неизвестного уровня шума для этой компоненты реликтового излучения, а также за счёт того, что B-мода смешивается слабым гравитационным линзированием с более сильной E-модой[30].
На сегодняшний день поляризация обнаружена, её величина на уровне в несколько \mu K (микрокельвинов). Причем зарегистрирована только E-мода, B-мода не наблюдается.
Флуктуации реликтового фона
После удаления фоновых источников, постоянной составляющей дипольной и квадрупольной гармоник, остаются только разбросанные по небу флуктуации, разброс амплитуды которых лежит в диапазоне от −15 до 15 μK[6].
Для сравнение с теоретическими данным сырые данные приводятся к вращательно-инвариантной величине[27]:
C_l=\frac{1}{2l+1}\sum_{l=-m}^{l=m}\left|a_{lm}\right|^2
«Спектр» же строят для величины l(l+1)Cl/2π, из которого получают важные для космологии выводы. К примеру, по положению первого пика можно судить о полной плотности Вселенной, а по его величине — содержание барионов.
Так из совпадения кросс-корреляции между анизотропией и E-модой поляризации с теоретическими предсказанными для малых углов (θ<5°) и значительного расхождения в области больших можно сделать о наличии эпохи рекомбинации на z ≈ 15—20.
Так как флуктуации гауссовы, то можно использовать метод марковских цепей для построения поверхности максимального правдоподобия. В целом обработка данных по реликтовому фону это целый комплекс программ. Однако, как итоговый результат, так и используемые предположения и критерия вызывают дискуссию. Различными группами показано, отличие распределения флуктуаций от гауссова, зависимость карты распределений от алгоритмов его обработки[31][32][33].
Неожиданным результатом стало аномальное распределение на больших масштабах(от 6° и больше). Качество последних подтверждающих данных, полученные на космической обсерватории имени Планка, исключают ошибки измерений. Возможно, они вызваны ещё не обнаруженным и не исследованным явлением[34].
Наблюдение далеких объектов
Лайман-альфа лес
Основная статья: Лайман-альфа лес
В спектрах некоторых далеких объектов можно наблюдать большое скопление сильных абсорбционных линий на малом участке спектра (т. н. лес линий). Эти линии отождествляются как линии серии Лаймана, но имеющие разные красные смещения.
Облака нейтрального водорода эффективно поглощают свет на длинах волн от Lα(1216 Å) до лаймановского предела. Излучение, изначально коротковолновое, на пути к нам из-за расширения Вселенной поглощается там, где его длина волны сравнивается с этим «лесом». Сечение взаимодействия очень большое и расчёт показывает, что даже малой доли нейтрального водорода достаточно для создания большого поглощения в непрерывном спектре.
При большом количестве облаков нейтрального водорода на пути света, линии будто настолько близко друг к другу, что на довольно широком интервале в спектре образуется провал. Длинноволновая граница этого интервала обусловлена Lα, а коротковолновая зависит от ближайшего красного смещения, ближе которого среда ионизована и нейтрального водорода мало. Подобный эффект носит названия эффекта Гана-Петерсона.
Эффект наблюдается в квазарах с красным смещением z > 6. Отсюда делается вывод, что эпоха ионизации межгалактического газа началась с z ≈ 6[35][36].
Гравитационно-линзированные объекты
Основная статья: Гравитационная линза
К эффектам, наблюдения которых возможны также для любого объекта (даже не важно, чтобы он был далеким), необходимо отнести и эффект гравитационного линзирования. В прошлом разделе было указано, что с помощью гравитационного линзирования строят шкалу расстояний, это вариант так называемого сильного линзирования, когда угловое разделение изображений источника можно непосредственно наблюдать. Однако существует ещё и слабое линзирование, с его помощью можно исследовать потенциал изучаемого объекта. 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. Также выяснилось, что обеспечивает эту стабильность масса, проявляющаяся только в гравитационном взаимодействии — тёмная масса или, как её называют в космологии, тёмная материя[37][38].
Наблюдения квазаров
Природа квазара
Уникальное свойство квазаров — большие концентрации газа в области излучения. По современным представлениям, аккреция этого газа на чёрную дыру и обеспечивает столь высокую светимость объектов. Высокая концентрация вещества означает и высокую концентрацию тяжёлых элементов, а значит и более заметные абсорбционные линии. Так, в спектре одного из линзируемых квазаров были обнаружены линии воды[39].
Уникальным преимуществом является и высокая светимость в радиодиапазоне, на её фоне поглощение части излучения холодным газом более заметно. При этом газ может принадлежать как родной галактике квазара, так и случайному облаку нейтрального водорода в межгалактической среде, или галактике, случайно попавшей на луч зрения (при этом нередки случаи, когда такая галактика не видна — она слишком тусклая для наших телескопов). Изучение межзвёздного вещества в галактиках данным методом называется «изучением на просвет», к примеру, подобным образом была обнаружена первая галактика со сверхсолнечной металличностью[40].
Также важным результатом применения данного метода, правда не в радио-, а в оптическом диапазоне, являются измерения первичного обилия дейтерия. Современное значение обилия дейтерия, полученное по таким наблюдениям, составляет D/H_p\approx 3\cdot 10^{-5}[41].
С помощью квазаров получены уникальные данные о температуре реликтового фона на z ≈ 1,8 и на z = 2,4. В первом случае исследовались линии сверхтонкой структуры нейтрального углерода, для которых кванты с T ≈ 7,5 К (предполагаемая температура реликтового фона на тот момент) играют роль накачки, обеспечивая инверсную заселённость уровней[42]. Во втором случае обнаружили линии молекулярного водорода H2, дейтерида водорода HD, а также молекулы оксида углерода СО, по интенсивности спектра которой как раз и измерили температуру реликтового фона, она с хорошей точностью совпала с ожидаемым значением[43].
Ещё одно достижение, состоявшееся благодаря квазарам — оценка темпа звездообразования на больших z. Сначала, сравнивая спектры двух различных квазаров, а потом сравнивая отдельные участки спектра одного и того же квазара, обнаружили сильный провал на одном из UV участков спектра[44]. Столь сильный провал мог быть вызван только большой концентрацией пыли, поглощающей излучение. Ранее пыль пытались обнаружить по спектральным линиям, но выделить конкретные серии линий, доказывающее, что это именно пыль, а не примесь тяжёлых элементов в газе, не удавалось. Именно дальнейшее развитие этого метода позволило оценить темп звёздообразования на z от ~ 2 до ~ 6[45].
Наблюдения гамма-всплесков
Популярная модель возникновения гамма-всплеска
Гамма-всплески — уникальное явление, и общепризнанного мнения о его природе не существует. Однако подавляющее большинство учёных соглашается с утверждением, что прародителем гамма всплеска являются объекты звёздной массы[46].
Уникальные возможности применения гамма-всплесков для изучения структуры Вселенной состоят в следующем[46]:
Так как прародителем гамма-всплеска является объект звёздной массы, то и проследить гамма-всплески можно на большее расстояние, нежели квазары, как по причине более раннего формирования самого прародителя, так и из-за малой массы чёрной дыры квазара, а значит и меньшей его светимости на тот период времени.
Спектр гамма-всплеска — непрерывный, то есть не содержит спектральных линий. Это означает, что самые далёкие линии поглощения в спектре гамма-всплеска — это линии межзвёздной среды родительской галактики. Из анализа этих спектральных линий можно получить информацию о температуре межзвёздной среды, её металличности, степени ионизации и кинематике.
Гамма-всплески дают чуть ли не идеальный способ изучать межгалактическую среду до эпохи реионизации, так как их влияние на межгалактическую среду на 10 порядков меньше, нежели квазаров, из-за малого времени жизни источника.
Если послесвечение гамма-всплеска в радиодиапазоне достаточно сильное, то по линии 21 см можно судить о состоянии различных структур нейтрального водорода в межгалактической среде вблизи от галактики-прародителя гамма-всплеска.
Детальное изучение процессов формирования звёзд на ранних этапах развития Вселенной с помощью гамма-всплесков сильно зависит от выбранной модели природы явления, но если набрать достаточную статистику и построить распределения характеристик гамма-всплесков в зависимости от красного смещения, то, оставаясь в рамках довольно общих положений, можно оценить темп звёздообразования и функцию масс рождающихся звёзд[46].
Если принять предположение, что гамма-всплеск — это взрыв сверхновой звезды населения III, то можно изучать историю обогащения Вселенной тяжёлыми металлами.
Также гамма-всплеск может служить указателем на очень слабую карликовую галактику, которую трудно обнаружить при «массовом» наблюдении неба.
Серьезной проблемой для наблюдения гамма-всплесков в общем и применимости их для изучения Вселенной, в частности, является их спорадичность и краткость времени, когда послесвечение всплеска, по которому только и можно определить расстояние до него, можно наблюдать спектроскопически.
Изучение эволюции Вселенной и её крупномасштабной структуры
Изучение крупномасштабной структуры
Данные о крупномасштабной структуре 2df обзора
Первым способом изучения крупномасштабной структуры Вселенной, не потерявший своей актуальности, стал так называемый метод «звёздных подсчётов» или метод «звёздных черпков». Суть его в подсчёте количества объектов в различных направлениях. Применён Гершелем в конце XVIII века, когда о существовании далеких космических объектов только догадывались, и единственными объектами, доступными для наблюдений, были звёзды, отсюда и название. Сегодня, естественно, считают не звёзды, а внегалактические объекты (квазары, галактики), и помимо выделенного направления строят распределения по z.
Крупнейшими источниками данных о внегалактических объектах являются отдельные наблюдения конкретных объектов, обзоры типа SDSS, APM, 2df, а также компилятивные базы данных, такие как Ned и Hyperleda. Например, в обзоре 2df охват неба составлял ~ 5 %, среднее z — 0,11 (~ 500 Мпк), количество объектов — ~ 220 000.
Уже на представленном рисунке можно видеть, что галактики расположены в пространстве неоднородно на малых масштабах. После более детального рассмотрения обнаруживается, что пространственная структура распределения галактик — ячеистая: узкие стенки с шириной, определяемой величиной скоплений и сверхскоплений галактик, а внутри этих ячеек — пустоты, так называемые войды[38].
Доминирующим является мнение, что при переходе к масштабам сотен мегапарсек ячейки складываются и усредняются, распределение видимого вещества становится однородным[47][48]. Однако однозначность в этом вопросе пока не достигнута: применяя различные методики некоторые исследователи приходят к выводам об отсутствии однородности распределения галактик вплоть до самых больших исследованных масштабов[49][50]. Вместе с тем, неоднородности в распределении галактик не отменяют факта высокой однородности Вселенной в начальном состоянии, выводимого из высокой степени изотропии реликтового излучения.
Вместе с этим установлено, что распределения количества галактик по красному смещению имеет сложный характер. Зависимость для разных объектов различна. Однако для всех них характерно наличие нескольких локальных максимумов[51][52][53]. С чем это связано — пока не совсем понятно.
До последнего времени не было ясности в том, как эволюционирует крупномасштабная структура Вселенной. Однако работы последнего времени показывают, что первыми сформировались крупные галактики, и только потом уже мелкие (так называемый downsizing-эффект)[54][55].
Наблюдения звёздных скоплений
Популяция белых карликов в шаровом звёздном скоплении NGC 6397. Синие квадраты — гелиевые белые карлики, фиолетовые кружки — «нормальные» белые карлики с высоким содержанием углерода.
Главное свойство шаровых скоплений для наблюдательной космологии — много звёзд одного возраста в небольшом пространстве. Это значит, что если каким-то способом измерено расстояние до одного члена скопления, то различие в расстоянии до других членов скопления пренебрежимо мало.
Одновременное формирование всех звёзд скопления позволяет определить его возраст: опираясь на теорию звёздной эволюции, строятся изохроны на диаграмме «цвет — звёздная величина», то есть кривые равного возраста для звёзд различной массы. Сопоставляя их с наблюдаемым распределением звёзд в скоплении, можно определить его возраст.
Метод имеет ряд своих трудностей. Пытаясь их решить, разные команды, в разное время получали разные возраста для самых старых скоплений, от ~8 млрд лет[56], до ~ 25 млрд лет[57].
В галактиках шаровые скопления, входящие в старую сферическую подсистему галактик, содержат множество белых карликов — остатков проэволюционировавших красных гигантов относительно небольшой массы. Белые карлики лишены собственных источников термоядерной энергии и излучают исключительно за счёт излучения запасов тепла. Белые карлики имеют приблизительно одинаковую массу звёзд-предшественниц, а значит — и приблизительно одинаковую зависимость температуры от времени. Определив по спектру белого карлика его абсолютную звёздную величину на данный момент и зная зависимость время—светимость при остывании, можно определить возраст карлика[58]
Однако данный подход связан как с большими техническими трудностями, — белые карлики крайне слабые объекты, — необходимо крайне чувствительные инструменты, чтоб их наблюдать. Первым и пока единственным телескопом, на котором возможно решение данной задачи является космический телескоп им. Хаббла. Возраст самого старого скопления по данным группы, работавшей с ним: 12,7\pm0,7 млрд лет[58], однако, результат оспаривается. Оппоненты указывают, что не были учтены дополнительные источники ошибок, их оценка 12,4^{+1,8}_{-1,5} млрд лет[59].
Наблюдения непроэволюционировавших объектов
NGC 1705 — галактика типа BCDG
Объекты, фактически состоящие из первичного вещества, дожили до нашего времени благодаря крайне малому темпу их внутренней эволюции. Это позволяет изучать первичный химический состав элементов, а также, не сильно вдаваясь в подробности и основываясь на лабораторных законах ядерной физики, оценить возраст подобных объектов, что даст нижний предел на возраст Вселенной в целом.
К такому типу можно отнести: звёзды малой массы с низкой металличностью (так называемые G-карлики), низкометалличные области HII, а также карликовые неправильные галактики класса BCDG (Blue Compact Dwarf Galaxy).
Согласно современным представлениям, в ходе первичного нуклеосинтеза должен был образоваться литий. Особенность это элемента заключается в том, что ядерные реакции с его участием начинаются при не очень больших, по космическим масштабам, температурах. И в ходе звездной эволюции изначальный литий должен был быть практически полностью переработан. Остаться он мог только у массивных звезд населения типа II. Такие звёзды имеют спокойную, не конвективную атмосферу, благодаря чему литий остаётся на поверхности, не рискуя сгореть в более горячих внутренних слоях звезды.
В ходе измерений, обнаружилось, что у большинства таких звезд обильность лития составляет[60]:
A(Li)=12+\log(Li/H)=2.12.
Однако есть ряд звезд, в том числе и сверхнизкометалличные, у которых обильность значительность ниже. С чем это связано, до конца не ясно, предполагается, что это как-то связано с процессами в атмосфере[61].
У звезды CS31082-001, принадлежащей звёздному населению типа II, были обнаружены линии и измерены концентрации в атмосфере тория и урана. Эти два элемента имеют различный период полураспада, поэтому со временем их соотношение меняется, и если как-то оценить первоначальное соотношение обильностей, то можно определить возраст звезды. Оценить можно двояким способом: из теории r-процессов, подтверждённой как лабораторными измерениями, так и наблюдениями Солнца; или можно пересечь кривую изменения концентраций за счёт распада и кривую изменения содержания тория и урана в атмосферах молодых звёзд за счёт химической эволюции Галактики. Оба метода дали схожие результаты: 15,5±3,2[62] млрд лет получены первым способом, 14{,}5^{-2{,}8}_{+2{,}2}[63] млрд лет — вторым.
Слабо металличные BCDG-галактикам (всего их существует ~10) и зоны HII — источники информации по первичному обилию гелия. Для каждого объекта из его спектра определяется металличность (Z) и концентрация He (Y). Экстраполируя определённым образом диаграмму Y-Z до Z=0, получают оценку первичного гелия.
Итоговое значения Yp разнится от одной группы наблюдателей к другой и от одного периода наблюдений к другому. Так, одна, состоящая из авторитетнейших специалистов в этой области: Изотова и Тхуан (Thuan) получили значение Yp=0,245±0,004[64] по BCDG-галактикам, по HII — зонам на данный момент (2010) они остановились на значении Yp=0,2565±0,006[65]. Другая авторитетная группа во главе с Пеймберт (Peimbert) получали также различные значения Yp, от 0,228±0,007 до 0,251±0,006[66].
Теоретические модели
Основная статья: Космологические модели
Из всего множества наблюдательных данных для построения и подтверждения теорий ключевыми являются следующие:
Все наблюдения, связанные со шкалой расстояний. Именно их результаты дают значения постоянной Хаббла H, в законе носящим его имя:
cz=H_0 D,,
где z — красное смещение галактики, D — расстояние до неё, c — скорость света.
Возраст Вселенной, получаемый из закона расширения должен быть строго больше возраста самых старых объектов. (К примеру, из наблюдений звездных скоплений )
Измерения первоначального обилия элементов. (К примеру, из наблюдений BCDG-галактик и G-карликов ).
Данные реликтового фона.
Данные об эволюции крупномасштабных структур. (Помимо непосредственных наблюдений структуры, источники данных могут быть самые разнообразные от наблюдений отдельных объектов до реликтового фона).
Их интерпретация начинается с постулата, утверждающего, что каждый наблюдатель в один и тот же момент времени, независимо от места и направления наблюдения обнаруживает в среднем одну и ту же картину. То есть на больших масштабах Вселенная пространственно однородна и изотропна. Заметим, данное утверждение не запрещает неоднородности во времени, то есть существования выделенных последовательностей событий, доступных всем наблюдателям.
Сторонники теорий стационарной Вселенной иногда формулируют «совершенный космологический принцип», согласно которому свойствами однородности и изотропности должно обладать четырёхмерное пространство-время. Однако наблюдаемые во Вселенной эволюционные процессы, по всей видимости не согласуются с таким космологическим принципом.
В общем случае для построения моделей применяются следующие теории и разделы физики:
Равновесная статистическая физика, её основные понятия и принципы, а также теория релятивистского газа.
Теория гравитации, обычно это ОТО. Хотя её эффекты проверены только в масштабах Солнечной системы[67][68], и её использование в масштабе галактик и Вселенной в целом может быть подвергнуто сомнению.
Некоторые сведения из физики элементарных частиц: список основных частиц, их характеристики, типы взаимодействия, законы сохранения. Космологические модели были бы много проще, если бы протон не был стабильной частицей и распадался бы[69], чего современные эксперименты в физических лабораториях не подтверждают.
На данный момент, комплекс моделей, наилучшим образом объясняющий наблюдательные данные является:
Теория Большого Взрыва.
Описывает химический состав Вселенной. Теория стадии инфляции.
Объясняет причину расширения. Модель расширения Фридмана.
Описывает расширение. Иерархическая теория.
Описывает крупномасштабную структуру.
прим.: зелёный цвет означает абсолютно доминирующие теории; янтарный — признана многими, но широко обсуждаемая; алый — испытывающая большие проблемы в последнее время, но поддерживаемая многими теоретиками.
Модель расширяющейся Вселенной
Основная статья: Расширение Вселенной
Модель расширяющейся Вселенной описывает сам факт расширения. В общем случае не рассматривается, когда и почему Вселенная начала расширяться. В основе большинства моделей лежит ОТО и её геометрический взгляд на природу гравитации.
Если изотропно расширяющуюся среду рассматривать в системе координат, жестко связанной с материей, то расширение Вселенной формально сводится к изменению масштабного фактора всей координатной сетки, в узлах которой «посажены» галактики. Такую систему координат называют сопутствующей. Начало же отсчёта обычно прикрепляют к наблюдателю.
Единой точки зрения, является ли Вселенная действительно бесконечной или конечной в пространстве и объёме, не существует. Тем не менее, наблюдаемая Вселенная конечна, поскольку конечна скорость света и существовал Большой Взрыв.
Модель Фридмана
Основная статья: Вселенная Фридмана
Стадия Эволюция a(\eta) Параметр Хаббла
Инфляционная a\propto e^{Ht} H^2=\frac{8\pi}{3}\frac{\rho_{vac}}{M^2_{pl}}
Радиационное доминирование
p=ρ/3 a\propto t^{\frac{1}{2}} H=\frac{1}{2t}
Пылевая стадия
p=const a\propto t^{\frac{2}{3}} H=\frac{2}{3t}
\Lambda-доминирование a\propto e^{Ht} H^2=\frac{8\pi}{3}G\rho_{\Lambda}
В рамках ОТО вся динамика Вселенной может быть сведена к простым дифференциальным уравнениям для масштабного фактора a(t).[70]
В однородном, изотропном четырехмерном пространстве с постоянной кривизной, расстояние между двумя бесконечно приближенными точками можно записать следующим образом:
ds^2 = cdt - a^2(t) \left(dr^2-k\frac{(rdr)^2}{1-kr^2}\right)
k — кривизна пространства (принимает значения −1 0 1), а r - радиус вектор.
Если же выражение для метрики подставить в уравнения ОТО, то получим следующую систему уравнений:
Уравнение энергии
\left(\frac{\dot a}{a}\right)^2=\frac{8\pi G\rho}{3}-\left(\frac{kc^2}{a^2}\right)+\frac{\Lambda c^2}{3}
Уравнение движения
\frac{\ddot a}{a}=-\frac{4\pi G}{3}\left(\rho +\frac{3P}{c^2}\right) + \frac{\Lambda c^2}{3}
Уравнение неразрывности
\frac{d\rho}{dt} =-3H\left(\rho +\frac{P}{c^2}\right)
где Λ — космологическая постоянная, ρ — средняя плотность Вселенной, P — давление, с — скорость света.
Приведенная система уравнений допускает множество решений, в зависимости от выбранных параметров. На самом деле значение параметров фиксированы только на текущий момент и с течением времени эволюционируют, поэтому эволюцию расширения описывает совокупность решений.[70]
Объяснение закона Хаббла
Допустим есть источник, расположенный в сопутствующей системе на расстоянии r1 от наблюдателя. Приемная аппаратура наблюдателя регистрирует фазу приходящей волны. Рассмотрим два интервала между точками с одной и тойже фазой[70]:
\frac{\delta t_1}{\delta t_0} =\frac{\nu_0}{\nu_1} \equiv 1+z
С другой стороны для световой волны в принятой метрике выполняется равенство:
dt = \pm a(t)\frac{dr}{\sqrt{1-kr^2}}
Если это уравнение проинтегрировать и вспомнить, что в сопутствующих координатах r не зависит от времени, то при условии малости длины волны относительно радиуса кривизны Вселенной получим соотношение:
\frac{\delta t_1}{a(t_1)} =\frac{\delta t_0}{a(t_0)}
Если теперь его подставить в первоначальное соотношение:
1+z = \frac{a(t_0)}{a(t_1)}
После разложения правой части в ряд Тейлора с учетом члена первого порядка малости получим соотношение в точности совпадающее с законом Хаббла. Где постоянная H принимает вид:
H=\frac{\dot a (t)}{a(t)}
ΛCDM
Основная статья: Модель Лямбда-CDM
Космологические параметры по данным WMAP и Planck
WMAP[6] Planck[71]
Возраст Вселенной t0 млрд.лет 13.75±0.13 13.81±0.06
H0 км/с/МПк 71.0±2.5 67.4±1.4
Плотность барионной материи Ωbh2 0.0226±0.0006 0.0221 ± 0.0003
Плотность темной материи Ωсh2 0.111 ± 0.006 0.120 ± 0.003
Общая плотность Ωt 1.08+0.09-0.07 1.0 ±0.02
Плотность барионной материи Ωb 0.045±0.003
Плотность темной энергии ΩΛ 0.73±0.03 0.69±0.02
Плотность темной материи Ωc 0.22±0.03
Как уже говорилось, уравнения Фридмана допускают множество решений, в зависимости от параметров. И современная модель ΛCDM - это модель Фридмана с общепринятыми параметрами. Обычно в работе наблюдателей они приводятся в понятиях, связанных с критической плотностью[70]:
\rho_{cr} = \frac{3H_0^2}{8\pi G}
Если выразить левую часть из закона Хаббла, то после приведения получим следующий вид:
1 = \Omega_m +\Omega_k +\Omega_{\Lambda} ,
где Ωm=ρ/ρcr , Ωk = -(kc2)/(a2H2) , ΩΛ=(8πGΛc2)/ρcr. Из этой записи видно, что если Ωm+ΩΛ= 1 , т.е суммарная плотность материи и темной энергии равна критической, то k = 0, т.е. пространство плоское, если больше, то k = 1, если меньше k= -1
В современной общепринятой модели расширения космологическая постоянная положительна и существенно отлична от нуля, то есть на больших масштабах возникают силы антигравитации. Природа таких сил неизвестна, теоретически подобный эффект можно было бы объяснить действием физического вакуума, однако ожидаемая плотность энергии оказывается на много порядков больше, чем энергия, соответствующая наблюдаемому значению космологической постоянной — проблема космологической постоянной[70].
Остальные варианты на данный момент представляют только теоретический интерес, однако это может измениться при появлении новых экспериментальных данных. Современная история космологии уже знает подобные примеры: модели с нулевой космологической постоянной безоговорочно доминировали (помимо короткого всплеска интереса к другим моделям в 1960-е гг.) с момента открытия Хабблом космологического красного смещения и до 1998 года, когда данные по сверхновым типа Ia убедительно опровергли их[комм. 2].
Дальнейшая эволюция расширения
Дальнейший ход расширения в общем случае зависит от значений космологической постоянной Λ, кривизны пространства k и уравнения состояния P(ρ). Однако качественно эволюцию расширения можно оценить, опираясь на достаточно общие предположения.[70]
Λ < 0
Если значение космологической постоянной отрицательно, то действуют только силы притяжения и более никаких. Правая часть уравнения энергии будет неотрицательной только при конечных значениях R. Это означает, что при некотором значении Rc Вселенная начнет сжиматься при любом значении k и вне зависимости от вида уравнения состояния[72].
Λ = 0
В случае, если космологическая постоянная равна нулю, то эволюция при заданном значении H0 целиком и полностью зависит от начальной плотности вещества[70]:
\left(\frac{da}{dt}\right)^2=G\frac{8\pi\rho_0 a_0^3}{3a} -a_0^2H_0\left(\rho_0 - \frac{3H_0^2}{8\pi G}\right).
Если \rho_0 =\rho_{cr} , то расширение продолжается бесконечно долго, в пределе с асимптотически стремящейся к нулю скоростью. Если плотность больше критической, то расширение Вселенной тормозится и сменяется сжатием. Если меньше, то расширение идёт неограниченно долго с ненулевым пределом H.
Λ > 0
Если Λ>0 и k≤0, то Вселенная монотонно расширяется, но в отличие от случая с Λ=0 при больших значениях R скорость расширения растёт[72]:
R\propto exp[(\Lambda/3)^{1/2}t].
При k=1 выделенным значением является \Lambda_c=4\pi G\rho. В этом случае существует такое значение R, при котором R'=0 и R''=0, то есть Вселенная статична.
При Λ>Λc скорость расширения убывает до какого-то момента, а потом начинает неограниченно возрастать. Если Λ незначительно превышает Λc, то на протяжении некоторого времени скорость расширения остаётся практически неизменной.
В случае Λ<Λc всё зависит от начального значения R, с которого началось расширения. В зависимости от этого значения Вселенная либо будет расширяться до какого-то размера, а потом сожмется, либо будет неограниченно расширяться.
Теория Большого взрыва (модель горячей Вселенной)
Основная статья: Большой взрыв
Теория Большого взрыва — теория первичного нуклеосинтеза. Отвечает на вопрос — каким образом образовались химические элементы и почему распространенность их именно такая, какая сейчас наблюдается. Зиждется на экстраполяции законов ядерной и квантовой физики, в предположении, что при движении в прошлое, средняя энергия частиц (температура) возрастает[73].
Граница применимости — область высоких энергий, выше которых перестают работать изученные законы. При этом вещества как такового уже и нет, а есть практически чистая энергия. Если экстраполировать закон Хаббла на тот момент, то окажется, что видимая область Вселенный разместилась в небольшом объёме. Малый объём и большая энергия — характерное состояние вещества после взрыва, отсюда и название теории — теория Большого Взрыва. При этом остается за рамками ответ на вопрос: «Что вызвало это взрыв и какова его природа?».
Также теория Большого взрыва предсказала и объяснила происхождение реликтового излучения — это наследие того момента, когда ещё всё вещество было ионизованным и не могло сопротивляться давлению света. Иными словами, реликтовый фон — это остаток «фотосферы Вселенной».
Энтропия Вселенной
Основная статья: Энтропия Вселенной
Главным аргументом, подтверждающий теорию горячей Вселенной, является значение её удельной энтропии. Она с точностью до численного коэффициента равна отношению концентрации равновесных фотонов nγ к концентрации барионов nb.
Выразим nb через критическую плотность и долю барионов[70]:
n_b=\frac{\rho_cr}{m_p}=1{,}124\cdot 10^{-5}\Omega_b h^2_{100},
где h100 — современное значение Хаббла, выраженное в единицах 100 км/(c Мпк), и, учитывая, что для реликтового излучения с T=2,73 К
n_\gamma\approx 420(1+z)^3 см−3,
получаем:
\eta\simeq n_b/n_{\gamma}\approx 2{,}7\cdot 10^{-8}\Omega_b h_{100}^2\sim 10^{-9}.
Обратная величина и есть значение удельной энтропии.
Первые три минуты. Первичный нуклеосинтез
Основные ядерные реакции на этапе первичного нуклеосинтеза.
Предположительно, с начала рождения (или по крайне мере с конца инфляционной стадии) и в течение времени, пока температура остаётся не ниже 1016 ГэВ (10−10с), присутствуют все известные элементарные частицы, причем все они не имеют массы. Этот период называется периодом Великого объединения, когда электрослабое и сильное взаимодействия едины[74] .
На данный момент невозможно сказать, какие же именно частицы присутствуют в тот момент, но кое-что всё же известно. Величина η — не только показатель удельной энтропии, но и характеризует избыток частиц над античастицами[75]:
\frac{n_p-n_{\bar p}}{n_p}=10^{-9}.
В момент, когда температура опускается ниже 1015 ГэВ, вероятно, выделяются X- и Y-бозоны с соответствующими массами.
Эпоху Великого объединения сменяет эпоха электрослабого объединения, когда электромагнитное и слабое взаимодействия представляют единое целое. В эту эпоху идет аннигиляция X- и Y-бозонов. В момент, когда температура понижается до 100 ГэВ, эпоха электрослабого объединения заканчивается, образуются кварки, лептоны и промежуточные бозоны.
Настаёт адронная эра, эра активного рождения и аннигиляции адронов и лептонов. В эту эпоху примечателен момент кварк-адронного перехода или момент конфайнмента кварков, когда стало возможным слияние кварков в адроны. В этот момент температура равна 300—1000 МэВ, а время от рождения Вселенной составляет 10−6 с.
Эпохе адронной эры наследует лептонная эра — в момент, когда температура падает до уровня 100 МэВ, а на часах 10−4 с. В эту эпоху состав Вселенной начинает походить на современный; основные частицы — это фотоны, помимо них есть только электроны и нейтрино со своими античастицами, а также протоны и нейтроны. В этот период происходит одно важное событие: вещество становится прозрачным для нейтрино. Возникает что-то наподобие реликтового фона, но для нейтрино. Но так как отделение нейтрино произошло раньше отделения фотонов, когда некоторые виды частиц ещё не проаннигилировали, отдав свою энергию остальным, то и остыли они больше. К настоящему времени нейтринный газ должен был остыть до 1,9 К, если нейтрино не имеют массы (или их массы пренебрежимо малы).
При температуре Т≈0,7 МэВ термодинамическое равновесие между протонами и нейтронами, существовавшее до этого, нарушается и отношение концентрации нейтронов и протонов застывает на значении 0,19. Начинается синтез ядер дейтерия, гелия, лития. Спустя ~200 секунд после рождения Вселенной температура падает до значений, при которых нуклеосинтез более невозможен, и химический состав вещества остаётся неизменным до момента рождения первых звёзд[74].
Проблемы теории Большого взрыва
Несмотря на значительные успехи, теория горячей Вселенной сталкивается с рядом трудностей. Если бы Большой взрыв вызвал расширение Вселенной, то в общем случае могло бы возникнуть сильное неоднородное распределение вещества, чего не наблюдается. Теория Большого Взрыва также не объясняет расширение Вселенной, она принимает его как факт[76].
Теория также предполагает, что соотношение числа частиц и античастиц на первоначальной стадии было таким, что дало в результате современное преобладание материи над антиматерией. Можно предположить, что вначале Вселенная была симметрична — материи и антиматерии было одинаковое количество, но тогда чтобы объяснить барионную асимметрию необходим некоторый механизм бариогенеза, который должен приводить к возможности распада протона, чего также не наблюдается[69].
Различные теории Великого объединения предполагают рождение в ранней Вселенной большого числа магнитных монополей, до сего момента также не обнаруженных[77].
Инфляционная модель
Основная статья: Инфляционная модель Вселенной
Задача теории инфляции — дать ответы на вопросы, которые оставили после себя теория расширения и теория Большого взрыва: «Почему Вселенная расширяется? И что представляет из себя Большой Взрыв?..» Для этого расширение экстраполируется на нулевой момент времени и вся масса Вселенной оказывается в одной точке, образуя космологическую сингулярность, часто её и называют Большим Взрывом. По всей видимости, общая теория относительности на тот момент уже неприменима, что приводит к многочисленным, но пока, увы, только чисто умозрительным попыткам разработать более общую теорию (или даже «новую физику»), решающую эту проблему космологической сингулярности
Основная идея инфляционной стадии — если вести скалярное поле, называемое инфлантоном, воздействие которого велико на начальных стадиях (начиная, примерно с 10−42с), но быстро убывает со временем, то можно объяснить плоскую геометрию пространства, хаббловское расширение же становится движением по инерции благодаря большой кинетической энергии, накопленной в ходе инфляции, а происхождение из малой изначально причинно-связанной области объясняет однородность и изотропность Вселенной[78].
Однако способов задать инфлатон — великое множество, что в свою очередь порождает целое множество моделей. Но большинство основывается на предположении о медленном скатывании: потенциал инфлантона медленно уменьшается до значения, равного нулю. Конкретный же вид потенциала и способ задания начальных значений зависит от выбранной теории.
Теории инфляции также делятся на бесконечные и конечные во времени. В теории с бесконечной инфляцией существуют области пространства — домены — которые начали расширяться, но из-за квантовых флуктуаций вернулись в первоначальное состояние, в котором возникают условия для повторной инфляции. К таким теориям относится любая теория с бесконечным потенциалом и хаотическая теория инфляции Линде[78].
К теориям с конечным временем инфляции относится гибридная модель. В ней существует два вида поля: первое ответственно за большие энергии (а значит за скорость расширения), а второе за малые, определяющие момент завершения инфляции. В таком случае квантовые флуктуации могут повлиять только на первое поле, но не на второе, а значит и сам процесс инфляции конечен.
К нерешенным проблемам инфляции можно отнести скачки температуры в очень большом диапазоне, в какой-то момент она падает почти до абсолютного нуля. В конце инфляции происходит повторный нагрев вещества до высоких температур. На роль возможного объяснения столь странного поведения предлагается «параметрический резонанс»[79].
Мультивселенная
Основная статья: Мультивселенная
«Мультивселенная», «Большая Вселенная», «Мультиверс», «Гипервселенная», «Сверхвселенная», «Мультиленная», «Омниверс» — различные переводы английского термина multiverse. Появился он в ходе развития теории инфляции[80].
О
|
|
|
|
|
|
swef
|
23.02.2014 в 17:38
|
|
Написал(а): Игорь
|
нейтральный
|
Amending our Terms of Use:
Please comment on a proposed amendment regarding undisclosed paid editing.
[ Помогите с переводом! ] close
Вселенная
Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Крупномасштабная структура Вселенной, как она выглядит в инфракрасных лучах с длиной волны 2,2 мкм — 1 600 000 галактик, зарегистрированных в Extended Source Catalog как результате Two Micron All-Sky Survey. Яркость галактик показана цветом от синего (самые яркие) до красного (самые тусклые). Тёмная полоса по диагонали и краям картины — расположение Млечного пути, пыль которого мешает наблюдениям
Космология
Ilc 9yr moll4096.png
Изучаемые объекты и процессы
Вселенная
История Вселенной
Наблюдаемая Вселенная
Возраст Вселенной
Крупномасштабная структура Вселенной
Формирование структуры
Реликтовое излучение
Тёмная энергия
Скрытая масса
Наблюдаемые процессы
Космологическое красное смещение
Расширение Вселенной
Формирование галактик
Закон Хаббла
Нуклеосинтез
Теоретические изыскания
Космологические модели
Космическая инфляция
Большой взрыв
Хронология Большого взрыва
Вселенная Фридмана
Сопутствующее расстояние
Модель Лямбда-CDM
Космология чёрной дыры
Космологический принцип
Космологическое уравнение состояния
Критическая плотность
Хронология космологии
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. Если автор различает эти сущности, то следуя традиции, первую называют Вселенной, а вторую — астрономической Вселенной, или Метагалактикой (в последнее время этот термин практически вышел из употребления). Вселенная является предметом исследования космологии.
В историческом плане для обозначения «всего пространства» использовались различные слова, включая эквиваленты и варианты из различных языков, такие как «небесная сфера», «космос», «мир». Использовался также термин «макрокосмос», хотя он предназначен для определения систем большого масштаба, включая их подсистемы и части. Аналогично, слово «микрокосмос» используется для обозначения систем малого масштаба.
Любое исследование, любое наблюдение, будь то наблюдение физика за тем, как раскалывается ядро атома, ребёнка за кошкой или астронома, ведущего наблюдения за далёкой-далёкой галактикой, — всё это наблюдение за Вселенной, вернее, за отдельными её частями. Эти части служат предметом изучения отдельных наук, а Вселенной в максимально больших масштабах, и даже Вселенной как единым целым занимаются астрономия и космология; при этом под Вселенной понимается или область мира, охваченная наблюдениями и космическими экспериментами, или объект космологических экстраполяций — физическая Вселенная как целое[1].
Предметом статьи являются знания о наблюдаемой Вселенной как о едином целом: наблюдения, их теоретическая интерпретация и история становления.
Среди однозначно интерпретируемых фактов относительно свойств Вселенной приведём здесь следующие:
Самый распространенный элемент — водород. Расширение Вселенной с хорошей точностью линейно до z ~ 0,1. Реликтовый фон флуктуирует на масштабах четвёртого порядка малости.
Температура реликтового фона зависит от z. Наличие Lα-леса в спектрах далеких объектов (квазаров) с z > 6. Наличие сильной неоднородности в распределении галактик на масштабах < 100 Мпк.
В основу теоретических объяснений и описаний этих явлений положен космологический принцип, суть которого в том, что наблюдатели, независимо от места и направления наблюдения, в среднем обнаруживают одну и туже картину. Сами теории стремятся объяснить и описать происхождение химических элементов, ход развития и причину расширения, возникновение крупномасштабной структуры.
Первый значительный толчок в сторону современных представлений о Вселенной совершил Коперник. Второй по величине вклад внесли Кеплер и Ньютон. Но поистине революционные изменения в наших представлениях о Вселенной происходят лишь в XX веке.
Содержание [убрать]
1 Этимология
2 Облик Вселенной
3 Наблюдения
3.1 Шкала расстояний и космологическое красное смещение
3.1.1 Метод тригонометрического параллакса
3.1.2 Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры
3.1.3 Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia
3.1.4 Метод определения расстояния по гравитационным линзам
3.1.5 Метод определения расстояния по красным гигантам
3.1.6 Проблемы и современные дискуссии
3.2 Изучение реликтового фона
3.2.1 Эффект Сюняева — Зельдовича
3.2.2 Поляризация
3.2.3 Флуктуации реликтового фона
3.3 Наблюдение далеких объектов
3.3.1 Лайман-альфа лес
3.3.2 Гравитационно-линзированные объекты
3.3.3 Наблюдения квазаров
3.3.4 Наблюдения гамма-всплесков
3.4 Изучение эволюции Вселенной и её крупномасштабной структуры
3.4.1 Изучение крупномасштабной структуры
3.4.2 Наблюдения звёздных скоплений
3.4.3 Наблюдения непроэволюционировавших объектов
4 Теоретические модели
4.1 Модель расширяющейся Вселенной
4.1.1 Модель Фридмана
4.1.2 Объяснение закона Хаббла
4.1.3 ΛCDM
4.1.4 Дальнейшая эволюция расширения
4.2 Теория Большого взрыва (модель горячей Вселенной)
4.2.1 Энтропия Вселенной
4.2.1.1 Первые три минуты. Первичный нуклеосинтез
4.2.2 Проблемы теории Большого взрыва
4.3 Инфляционная модель
4.3.1 Мультивселенная
4.3.2 Альтернативы теории инфляции
4.4 Теория эволюции крупномасштабных структур
4.4.1 Общие положения
4.4.2 Эпоха до рекомбинации
4.4.3 После рекомбинации
4.4.4 Стадия доминирования тёмной энергии
4.4.5 Проблемы теории
4.5 Проблемы современных моделей
5 История открытия Вселенной
5.1 Древняя космография и ранняя астрономия
5.1.1 Цивилизации Азии и Средиземноморья
5.1.1.1 Месопотамия
5.1.1.2 Древний Египет
5.1.1.3 Древняя Греция
5.1.2 Цивилизации Северной и Южной Америк
5.1.2.1 Месоамерика
5.2 Средневековье
5.2.1 Европа
5.2.2 Исламский мир
5.2.3 Русь
5.3 Эпоха Возрождения (XV—XVI вв)
5.3.1 Раннее Возрождение (XV в)
5.3.2 Гелиоцентрическая система (вторая половина XVI в)
5.3.3 Позднее Возрождение (вторая половина XVI в)
5.4 Научная революция (XVII в)
5.5 XVIII—XIX вв.
5.6 XX век
6 См. также
7 Примечания
Этимология
В русском языке слово «Вселенная» является заимствованием из старославянского «въсєленаꙗ»[2], что является калькой древнегреческого слова «ойкумена»[3] (др.-греч. οἰκουμένη), от глагола οἰκέω «населяю, обитаю» и в первом значении имело смысл лишь обитаемой части мира. Поэтому русское слово «Вселенная» родственно существительному «вселение» и лишь созвучно определительному местоимению «всё». Самое общее определение для «Вселенной» среди древнегреческих философов, начиная с пифагорейцев, было τὸ πᾶν (Всё), включавшее в себя как всю материю (τὸ ὅλον), так и весь космос (τὸ κενόν)[4].
Облик Вселенной
Химический состав[5] Средняя температура реликтового излучения Плотность материи во вселенной[6] Уравнение состояния[6]
H — 75 %
He — 23 %
O — 1 %
C — 0,5 % 2,725 К 10−29г/см3. Из них:
Темная энергия — 74 %
Темная материя — 22 %
Барионное вещество — 4 % -1.1±0.4
Представляя Вселенную как весь окружающий мир, мы сразу делаем её уникальной и единственной. И вместе с этим лишаем себя возможности описать её в терминах классической механики: из-за своей уникальности Вселенная ни с чем не может взаимодействовать, она — система систем, и поэтому в её отношении теряют свой смысл такие понятия, как масса, форма, размер. Вместо этого приходится прибегать к языку термодинамики, употребляя такие понятия как плотность, давление, температура, химический состав.
Расширение Вселенной
Однако Вселенная мало похожа на обычный газ. Уже на самых крупных масштабах мы сталкиваемся с расширением Вселенной и реликтовым фоном. Природа первого явления — гравитационное взаимодействие всех существующих объектов. Именно его развитием определяется будущее Вселенной.
Второе же явление это наследство ранних эпох, когда свет горячего Большого взрыва практически перестал взаимодействовать с материей, отделился от неё. Сейчас из-за расширения Вселенной из видимого диапазона большинство излучённых тогда фотонов перешли в микроволновой радиодиапазон.
Иерархия масштабов во Вселенной
При переходе к масштабам меньше 100 Мпк обнаруживается чёткая ячеистая структура. Внутри ячеек пустота — войды. А стенки образованы из сверхскоплений галактик. Эти сверскопления — верхний уровень целой иерархии, затем идут скопления галактик, потом локальные группы галактик, а самый нижний уровень (масштаб 5—200 кпк) — это огромное многообразие самых различных объектов. Конечно, все они — галактики, но все они различны: это и линзовидные, неправильные, эллиптические, спиральные, с полярным кольцами, с активными ядрами и т. д.
Из них отдельно стоит упомянуть квазары, отличающихся очень высокой светимостью и настолько малым угловым размером, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от «точечных источников» — звёзд. Болометрическая светимость квазаров может достигать 1046 — 1047 эрг/с[7].
Переходя к составу галактики мы обнаруживаем: темную материю, космические лучи, межзвездный газ, шаровые скопления, рассеянные скопления, двойные звезды, звездные системы больше кратности, сверхмассивные черные дыры и черные дыры звездной массы, и, наконец, одиночные звезды разного населения.
Их индивидуальная эволюция и взаимодействие друг с другом порождает множество явлений. Так предполагается, что источником энергии у упомянутых уже квазаров служит аккреция межзвездного газа на сверхмассивную центральную чёрную дыру.
Отдельно стоит упомянуть и о гамма-всплесках — это внезапные кратковременные локализуемые повышения интенсивности космического гамма-излучения с энергией в десятки и сотни кэВ[8]. Из оценок расстояний до гамма-всплесков можно сделать вывод, что излучаемая ими энергия в гамма-диапазоне достигает 1050 эрг. Для сравнения, светимость всей галактики в этом же диапазоне составляет «всего» 1038 эрг/c. Такие яркие вспышки видны из самых далеких уголков Вселенной, так у GRB 090423 красное смещение z = 8,2.
Сложнейшим комплексом, включающим в себя множество процессов, является эволюция галактики[9]:
Process in)galaxy.png
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. Процессы, масштабы которых сравнимы или больше размера галактики (на диаграмме это все остальные, не вошедшие в центральную область), меняют морфологическую структуру, темп звездообразования, а значит, и скорость химической эволюции, спектр галактики и так далее.
Наблюдения
Основная статья: Астрономия
Описанное выше многообразие порождает целый спектр задач наблюдательного характера. В одну группу можно включить изучение отдельных феноменов и объектов, а это:
Феномен расширения. А для этого нужно измерять расстояния и красные смещения и как можно более далеких объектов. При ближайшем рассмотрении это выливается в целый комплекс задач, называемый шкалой расстояний.
Реликтовый фон.
Отдельные удаленные объекты, как квазары и гамма-всплески.
Далёкие и старые объекты излучают мало света и необходимы гигантские телескопы, такие как обсерватория Кека, VLT, БТА, «Хаббл» и строящиеся E-ELT и «Джеймс Уэбб». Кроме того, для выполнения первой задачи необходимы и специализированные средства — такие, как Hipparcos и разрабатывающаяся Gaia.
Как было сказано, излучение реликтового лежит в микроволновом диапазоне длин волн, следовательно для его изучения необходимы радионаблюдения и, желательно, космическими телескопами, такими как WMAP и «Планк».
Уникальные особенности гамма-всплесков требуют не только гамма-лабораторий на орбите, наподобие SWIFT, но и необычных телескопов — робот-телескопов — чье поле зрения больше, чем у вышеупомянутых инструментов SDSS, и способных наблюдать в автоматическом режиме. Примерами таких систем может служить телескопы российской сети «Мастер» и российско-итальянский проект Tortora.
Предыдущие задачи — это работа по отдельным объектам. Совсем иной подход требуется для:
Изучения крупномасштабной структуры Вселенной.
Изучение эволюцию галактик и процессов её составляющие. Таким образом нужны наблюдения как можно более старых объектов и как можно в большем числе.
С одной стороны необходимы массовые, обзорные наблюдения. Это вынуждает использовать телескопы с широким полем, например, такие, как в проекте SDSS. С другой стороны требуется детализация, на порядки превышающая надобности большинства задач предыдущей группы. А это возможно только с помощью РСДБ-наблюдений, с базой в диаметр Земли, или ещё больше как эксперименте «Радиоастрон».
Отдельно стоит выделить поиск реликтовых нейтрино. Для её решения необходимо задействовать специальные телескопы — нейтринные телескопы и нейтринные детекторы, — такие как Баксанский нейтринный телескоп, Байкальский подводный, IceCube, KATRIN.
Одно изучение гамма-всплесков, да реликтового фона свидетельствует о том, что только оптическим участком спектра тут не обойтись. Однако атмосфера Земли имеет всего два окна прозрачности: в радио- и оптическом диапазоне, и поэтому без космических обсерваторий не обойтись. Из ныне действующих в пример тут приведем Chandra, Integral, XMM-Newton, Гершель. В разработке находятся «Спектр-УФ», IXO, «Спектр-РГ», Astrosat и многие другие.
Шкала расстояний и космологическое красное смещение
Основная статья: Шкала расстояний в астрономии
Измерение расстояния в астрономии - многоступенчатый процесс. И основная сложность заключается в том, что наилучшие точности у разных методах достигаются на разных масштабах. Поэтому для измерений всё более и более далеких объектов используется всё более и более длинная цепочка методов, каждый из которых опирается на результаты предыдущего.
В основании всех эти цепочек лежит метод тригонометрического параллакса - базовый, единственный, где расстояние измеряется геометрически, с минимальным привлечением допущений и эмпирических закономерностей. Прочие методы, в большинстве своем, для измерения расстояния используют стандартную свечу - источник с известной светимостью. И расстояние до него можно вычислить[10]:
D^2=\frac{L}{4\pi F}
где D - искомое расстояние, L — светимость, а F - измеренный световой поток.
Метод тригонометрического параллакса
Схема возникновения годичного параллакса
Параллакс — это угол, возникающий благодаря проекции источника на небесную сферу. Различают два вида параллакса: годичный и групповой[11].
Годичный параллакс — угол, под которым был бы виден средний радиус земной орбиты из центра масс звезды. Из-за движения Земли по орбите видимое положение любой звезды на небесной сфере постоянно сдвигается — звезда описывает эллипс, большая полуось которого оказывается равной годичному параллаксу. По известному параллаксу из законов евклидовой геометрии расстояние от центра земной орбиты до звезды можно найти как[11]:
D=\frac{2R}{2 \sin \alpha/2}\approx \frac{2R}{\alpha} ,
где D - искомое расстояние, R - радиус земной орбиты, а приближённое равенство записано для малого угла (в радианах). Данная формула хорошо демонстрирует основную трудность этого метода: с увеличением расстояния значение параллакса убывает по гиперболе, и поэтому измерение расстояний до далеких звезд сопряжено со значительными техническими трудностями.
Суть группового параллакса состоит в следующем: если некое звёздное скопление имеет заметную скорость относительно Земли, то по законам проекции видимые направления движения его членов будут сходиться в одной точке, называемой радиантом скопления. Положение радианта определяется из собственных движений звёзд и смещения их спектральных линий, возникшего из-за эффекта Доплера. Тогда расстояние до скопления находится из следующего соотношения[12]:
D=\frac{V_r \mathrm{tg}(\lambda)}{4.738\mu},
где μ и 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. Только Гиады имеют заметный групповой параллакс, но до запуска спутника Hipparcos только таким способом можно откалибровать шкалу расстояний для старых объектов[11].
Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры
На цефеидах и звёздах типа RR Лиры единая шкала расстояний расходится на две ветви — шкалу расстояний для молодых объектов и для старых[11]. Цефеиды расположены, в основном, в областях недавнего звёздообразования, и поэтому являются молодыми объектами. Переменные типа RR Лиры тяготеют к старым системам, например, особенно их много в шаровых звёздных скоплениях в гало нашей Галактики.
Оба типа звёзд являются переменными, но если цефеиды — недавно образовавшиеся объекты, то звёзды типа RR Лиры сошли с главной последовательности — гиганты спектральных классов A—F, расположенные, в основном, на горизонтальной ветви диаграммы «цвет-величина» для шаровых скоплений. Однако, способы их использования как стандартных свеч различны:
Для цефеид существует хорошая зависимость «период пульсации — абсолютная звёздная величина». Скорее всего, это связано с тем, что массы цефеид различны.
Для звёзд RR Лиры средняя абсолютная звёздная величина примерно одинакова и составляет M_{RR}\approx0.78^m[11].
Определение данным методом расстояний сопряжено с рядом трудностей:
Необходимо выделить отдельные звёзды. 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.
Кроме того, для цефеид остаётся серьёзной проблемой точное определение нуль-пункта зависимости «период пульсации — светимость». На протяжении XX века его значение постоянно менялось, а значит, менялась и оценка расстояния, получаемая подобным способом. Светимость звезд типа RR Лиры, хотя и почти постоянна, но всё же зависит от концентрации тяжелых элементов.
Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia
Кривые блеска различных сверхновых.
Вспышка сверхновой - колоссальный взрывной процесс, происходящий по всему телу звезды,при этом выделившейся энергии лежит в диапазоне от 1050 — 1051 эрг[13]. А также сверхновые типа Ia имеют одинаковую светимость в максимуме блеска. Вместе это позволяет измерять расстояния до очень далеких галактик.
Именно благодаря им в 1998 году две группы наблюдателей открыли ускорение расширения Вселенной[14]. На сегодняшний день факт ускорения почти не вызывает сомнений, однако, по сверхновым невозможно однозначно определить его величину: всё ещё крайне велики ошибки для больших z[10][15].
Обычно, помимо общих для всех фотометрических методов, к недостаткам и открытым проблемам относят[16]:
Проблема К-поправки. Суть этой проблемы состоит в том, что измеряется не боллометрическая интенсивность (интегрированная по всему спектру), а в определенном спектральном диапазоне приемника. Это значит, что для источников, имеющие разные красные смещения, измеряется интенсивность в разных спектральных диапазонах. Для учета этого различия вводится особая поправка, называемая К-поправка.
Форма кривой зависимости расстояния от красного смещения измеряется разнымиобсерваториями на разных инструментах, что порождает проблемы с калибровками потоков и т.п.
Раньше считалось, что все сверхновые Ia - это взрывающиеся белые карлики в тесной двойной системе, где второй компонент это красный гигант. Однако появились свидетельства, что по крайне мере часть из них могут возникать в ходе слияния двух белых карликов, а значит этот подкласс уже не походит для использования в качестве стандартной свечи.
Зависимость светимости сверхновой от химического состава звезды-предшественницы.
Метод определения расстояния по гравитационным линзам
Геометрия гравитационного линзирования
Проходя около массивного тела, луч света отклоняется. Таким образом, массивное тело способно собирать параллельный пучок света в некотором фокусе, строя изображение, причём их может быть несколько. Это явление называется гравитационным линзированием. Если линзируемый объект — переменный, и наблюдается несколько его изображений, это открывает возможность измерения расстояний, так как между изображениями будут различные временны́е задержки из-за распространения лучей в разных частях гравитационного поля линзы (эффект аналогичен эффекту Шапиро в Солнечной системе).[17]
Если в качестве характерного масштаба для координат изображения ξ и источника η (см. рисунок) в соответствующих плоскостях взять ξ0=Dl и η0=ξ0Ds/Dl (где D — угловое расстояние), тогда можно записывать временно́е запаздывание между изображениями номер i и j следующим образом[17]:
\Delta t=\frac{1}{c}\frac{D_sD_l}{D_{ls}}(1+z_l)\left|\frac{1}{2}((x_j-y)^2-(x_i-y)^2) + \psi(x_i, y)-\psi(x_j, y)\right|
где x=ξ/ξ0 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. Считается, что в большинстве случаев реальный потенциал линзы хорошо аппроксимируется моделью, в которой вещество распределено радиально симметрично, а потенциал превращается в бесконечность. Тогда время задержки определяется по формуле:
\Delta t=\frac{1}{c}\frac{D_sD_l}{D_{ls}}(1+z_l)\left|x_i-x_j\right|.
Однако, на практике чувствительность метода к виду потенциала гало галактики существенна. Так, измеренное значение H0 по галактике SBS 1520+530 в зависимости от модели колеблется от 46 до 72 км/(с Мпк)[18].
Метод определения расстояния по красным гигантам
Ярчайшие красные гиганты имеют одинаковую абсолютную звёздную величину −3.0m±0.2m[19], а значит, подходят на роль стандартных свеч. Наблюдательно первым этот эффект обнаружил Сендидж в 1971 году. Предполагается, что эти звёзды либо находятся на верхней точке первого подъёма ветви красных гигантов звёзд малой массы (меньше солнечной), либо лежат на асимптотической ветви гигантов.
Основным достоинством метода является то, что красные гиганты удалены от областей звёздообразования и повышенной концентрации пыли, что сильно облегчает учёт поглощения. Их светимость также крайне слабо зависит от металличности как самих звёзд, так и окружающей их среды. Основная проблема данного метода — выделение красных гигантов из наблюдений звёздного состава галактики. Существует два пути её решения[19]:
Классический — метод выделения края изображений. При этом обычно применяют Собелевский фильтр. Начало провала — искомая точка поворота. Иногда вместо собелевского фильтра в качестве аппроксимирующей функции берут гауссиану, а функция выделения края зависит от фотометрических ошибок наблюдений. Однако, по мере ослабления звезды растут и ошибки метода. В итоге предельно измеряемый блеск на две звездных величины хуже, чем позволяет аппаратура.
Второй путь — построение функции светимости методом максимального правдоподобия. Данный способ основывается на том, что функция светимости ветви красных гигантов хорошо аппроксимируется степенной функцией:
\xi(m)\propto 10^{am},
где a — коэффициент, близкий к 0,3, m — наблюдаемая звёздная величина. Основная проблема — расходимость в некоторых случаях рядов, возникающих в результате работы метода максимального правдоподобия[19].
Проблемы и современные дискуссии
Одной из проблем является неопределённость в значении постоянной Хаббла и её изотропии. Одна группа исследователей утверждает, что значение постоянной Хаббла флуктуирует на масштабах 10-20°[20]. Возможных причин этому явлению несколько:
Реальный физический эффект — в таком случае космологическая модель должна быть кардинально пересмотрена;
Стандартная процедура усреднения ошибок некорректна[21].
Это также ведет к пересмотру космологической модели, но возможно, не такой значительной[22]. В свою очередь, многие другие обзоры и их теоретическая интерпретация не показывают анизотропии, превышающей локально обусловленную ростом неоднородности, в которую входит и наша Галактика, в изотропной в целом Вселенной[23][24][25][26].
Изучение реликтового фона
Спектр реликтового излучения
Информация, которую возможно получить, наблюдая реликтовый фон, крайне разнообразна: примечателен сам факт существования реликтового фона. Если Вселенная существовала вечно, то неясна причина его существования — массовых источников, способных создать такой фон, мы не наблюдаем. Однако если время жизни Вселенной конечно, то очевидно, что причина его возникновения кроется на начальных этапах её становления.[27]
На сегодняшний день доминирует мнение, что реликтовое излучение — это излучение, высвободившееся в момент образовании атомов водорода. До этого излучение было заперто в веществе, а вернее, в том, что тогда оно из себя представляло — плотной горячей плазме.
Метод анализа реликтового фона на этом предположении и базируется. Если мысленно проследить путь каждого фотона, то получится, что поверхность последнего рассеяния — сфера, тогда колебания температуры удобно разложить в ряд по сферическим функциям[27]:
\delta T(\theta,\phi)=\sum_{l=2}^{\infty}\sum_{m=-l}^{l}a_{lm}Y_{lm}(\theta,\phi)
где a_{lm} — коэффициенты, называемые мультипольными, а Y_{lm} — сферические гармоники. Получающаяся информация довольно разнообразна.
Различная информация заложена также и в отклонениях от чернотельного излучения. Если отклонения масштабны и систематичны, то наблюдается эффект Сюняева — Зельдовича, малые же флуктуации обусловлены флуктуациями вещества на ранних стадиях развития Вселенной.
Особо ценную информацию о первых секундах жизни Вселенной (в частности, о стадии инфляционного расширения) несёт поляризация реликтового фона.
Эффект Сюняева — Зельдовича
Основная статья: Эффект Сюняева — Зельдовича
Если фотоны реликтового фона на своём пути встречают горячий газ скоплений галактик, то в ходе рассеяния за счёт обратного эффекта Комптона фотоны будут разогреваться (то есть увеличат частоту), забирая часть энергии у горячих электронов. Наблюдательно это будет проявляться снижением потока реликтового излучения в направлении крупных скоплений галактик в длинноволновой области спектра.
С помощью этого эффекта можно получить информацию[28]:
о давлении горячего межгалактического газа в скоплении, а, возможно, и о самой массе скопления;
о скорости скопления вдоль луча зрения (из наблюдений на разных частотах);
о величине постоянной Хаббла H0, с привлечением наблюдений в гамма-диапазоне.
При достаточном количестве наблюдаемых скоплений можно определить и общую плотность Вселенной Ω.
Поляризация
Карта поляризации реликтового излучения по данным WMAP
Поляризация реликтового излучения могла возникнуть только в эпоху просветления. Так как рассеяние томпсоновское, то реликтовое излучение линейно поляризовано. Соответственно, параметры Стокса Q и U, характеризующие линейные параметры, отличны, а параметр V равен нулю. Если интенсивность можно разложить по скалярным гармоникам, то поляризацию можно разложить по так называемым спиновым гармоникам[27]:
Q+iU=\sum_{l,m}a_{lm}^{\pm2}Y_{lm}^{\pm2}(\theta, \phi)
Выделяются E-мода (градиентная составляющая) и B-мода (роторная составляющая)[29].
a_{lm}^E=\frac{1}{2}\left(a_{lm}^{+2}+a_{lm}^{-2}\right)
a_{lm}^B=\frac{1}{2}\left(a_{lm}^{+2}-a_{lm}^{-2}\right)
E-мода может появляться при прохождении излучения через неоднородную плазму вследствие томпсоновского рассеяния. B-мода, максимальная амплитуда которой достигает всего лишь 0,1 \mu K, возникает лишь при взаимодействии с гравитационными волнами.
B-мода является признаком инфляции Вселенной и определяется плотностью первичных гравитационных волн. Наблюдение B-моды является сложной задачей вследствие неизвестного уровня шума для этой компоненты реликтового излучения, а также за счёт того, что B-мода смешивается слабым гравитационным линзированием с более сильной E-модой[30].
На сегодняшний день поляризация обнаружена, её величина на уровне в несколько \mu K (микрокельвинов). Причем зарегистрирована только E-мода, B-мода не наблюдается.
Флуктуации реликтового фона
После удаления фоновых источников, постоянной составляющей дипольной и квадрупольной гармоник, остаются только разбросанные по небу флуктуации, разброс амплитуды которых лежит в диапазоне от −15 до 15 μK[6].
Для сравнение с теоретическими данным сырые данные приводятся к вращательно-инвариантной величине[27]:
C_l=\frac{1}{2l+1}\sum_{l=-m}^{l=m}\left|a_{lm}\right|^2
«Спектр» же строят для величины l(l+1)Cl/2π, из которого получают важные для космологии выводы. К примеру, по положению первого пика можно судить о полной плотности Вселенной, а по его величине — содержание барионов.
Так из совпадения кросс-корреляции между анизотропией и E-модой поляризации с теоретическими предсказанными для малых углов (θ<5°) и значительного расхождения в области больших можно сделать о наличии эпохи рекомбинации на z ≈ 15—20.
Так как флуктуации гауссовы, то можно использовать метод марковских цепей для построения поверхности максимального правдоподобия. В целом обработка данных по реликтовому фону это целый комплекс программ. Однако, как итоговый результат, так и используемые предположения и критерия вызывают дискуссию. Различными группами показано, отличие распределения флуктуаций от гауссова, зависимость карты распределений от алгоритмов его обработки[31][32][33].
Неожиданным результатом стало аномальное распределение на больших масштабах(от 6° и больше). Качество последних подтверждающих данных, полученные на космической обсерватории имени Планка, исключают ошибки измерений. Возможно, они вызваны ещё не обнаруженным и не исследованным явлением[34].
Наблюдение далеких объектов
Лайман-альфа лес
Основная статья: Лайман-альфа лес
В спектрах некоторых далеких объектов можно наблюдать большое скопление сильных абсорбционных линий на малом участке спектра (т. н. лес линий). Эти линии отождествляются как линии серии Лаймана, но имеющие разные красные смещения.
Облака нейтрального водорода эффективно поглощают свет на длинах волн от Lα(1216 Å) до лаймановского предела. Излучение, изначально коротковолновое, на пути к нам из-за расширения Вселенной поглощается там, где его длина волны сравнивается с этим «лесом». Сечение взаимодействия очень большое и расчёт показывает, что даже малой доли нейтрального водорода достаточно для создания большого поглощения в непрерывном спектре.
При большом количестве облаков нейтрального водорода на пути света, линии будто настолько близко друг к другу, что на довольно широком интервале в спектре образуется провал. Длинноволновая граница этого интервала обусловлена Lα, а коротковолновая зависит от ближайшего красного смещения, ближе которого среда ионизована и нейтрального водорода мало. Подобный эффект носит названия эффекта Гана-Петерсона.
Эффект наблюдается в квазарах с красным смещением z > 6. Отсюда делается вывод, что эпоха ионизации межгалактического газа началась с z ≈ 6[35][36].
Гравитационно-линзированные объекты
Основная статья: Гравитационная линза
К эффектам, наблюдения которых возможны также для любого объекта (даже не важно, чтобы он был далеким), необходимо отнести и эффект гравитационного линзирования. В прошлом разделе было указано, что с помощью гравитационного линзирования строят шкалу расстояний, это вариант так называемого сильного линзирования, когда угловое разделение изображений источника можно непосредственно наблюдать. Однако существует ещё и слабое линзирование, с его помощью можно исследовать потенциал изучаемого объекта. 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. Также выяснилось, что обеспечивает эту стабильность масса, проявляющаяся только в гравитационном взаимодействии — тёмная масса или, как её называют в космологии, тёмная материя[37][38].
Наблюдения квазаров
Природа квазара
Уникальное свойство квазаров — большие концентрации газа в области излучения. По современным представлениям, аккреция этого газа на чёрную дыру и обеспечивает столь высокую светимость объектов. Высокая концентрация вещества означает и высокую концентрацию тяжёлых элементов, а значит и более заметные абсорбционные линии. Так, в спектре одного из линзируемых квазаров были обнаружены линии воды[39].
Уникальным преимуществом является и высокая светимость в радиодиапазоне, на её фоне поглощение части излучения холодным газом более заметно. При этом газ может принадлежать как родной галактике квазара, так и случайному облаку нейтрального водорода в межгалактической среде, или галактике, случайно попавшей на луч зрения (при этом нередки случаи, когда такая галактика не видна — она слишком тусклая для наших телескопов). Изучение межзвёздного вещества в галактиках данным методом называется «изучением на просвет», к примеру, подобным образом была обнаружена первая галактика со сверхсолнечной металличностью[40].
Также важным результатом применения данного метода, правда не в радио-, а в оптическом диапазоне, являются измерения первичного обилия дейтерия. Современное значение обилия дейтерия, полученное по таким наблюдениям, составляет D/H_p\approx 3\cdot 10^{-5}[41].
С помощью квазаров получены уникальные данные о температуре реликтового фона на z ≈ 1,8 и на z = 2,4. В первом случае исследовались линии сверхтонкой структуры нейтрального углерода, для которых кванты с T ≈ 7,5 К (предполагаемая температура реликтового фона на тот момент) играют роль накачки, обеспечивая инверсную заселённость уровней[42]. Во втором случае обнаружили линии молекулярного водорода H2, дейтерида водорода HD, а также молекулы оксида углерода СО, по интенсивности спектра которой как раз и измерили температуру реликтового фона, она с хорошей точностью совпала с ожидаемым значением[43].
Ещё одно достижение, состоявшееся благодаря квазарам — оценка темпа звездообразования на больших z. Сначала, сравнивая спектры двух различных квазаров, а потом сравнивая отдельные участки спектра одного и того же квазара, обнаружили сильный провал на одном из UV участков спектра[44]. Столь сильный провал мог быть вызван только большой концентрацией пыли, поглощающей излучение. Ранее пыль пытались обнаружить по спектральным линиям, но выделить конкретные серии линий, доказывающее, что это именно пыль, а не примесь тяжёлых элементов в газе, не удавалось. Именно дальнейшее развитие этого метода позволило оценить темп звёздообразования на z от ~ 2 до ~ 6[45].
Наблюдения гамма-всплесков
Популярная модель возникновения гамма-всплеска
Гамма-всплески — уникальное явление, и общепризнанного мнения о его природе не существует. Однако подавляющее большинство учёных соглашается с утверждением, что прародителем гамма всплеска являются объекты звёздной массы[46].
Уникальные возможности применения гамма-всплесков для изучения структуры Вселенной состоят в следующем[46]:
Так как прародителем гамма-всплеска является объект звёздной массы, то и проследить гамма-всплески можно на большее расстояние, нежели квазары, как по причине более раннего формирования самого прародителя, так и из-за малой массы чёрной дыры квазара, а значит и меньшей его светимости на тот период времени.
Спектр гамма-всплеска — непрерывный, то есть не содержит спектральных линий. Это означает, что самые далёкие линии поглощения в спектре гамма-всплеска — это линии межзвёздной среды родительской галактики. Из анализа этих спектральных линий можно получить информацию о температуре межзвёздной среды, её металличности, степени ионизации и кинематике.
Гамма-всплески дают чуть ли не идеальный способ изучать межгалактическую среду до эпохи реионизации, так как их влияние на межгалактическую среду на 10 порядков меньше, нежели квазаров, из-за малого времени жизни источника.
Если послесвечение гамма-всплеска в радиодиапазоне достаточно сильное, то по линии 21 см можно судить о состоянии различных структур нейтрального водорода в межгалактической среде вблизи от галактики-прародителя гамма-всплеска.
Детальное изучение процессов формирования звёзд на ранних этапах развития Вселенной с помощью гамма-всплесков сильно зависит от выбранной модели природы явления, но если набрать достаточную статистику и построить распределения характеристик гамма-всплесков в зависимости от красного смещения, то, оставаясь в рамках довольно общих положений, можно оценить темп звёздообразования и функцию масс рождающихся звёзд[46].
Если принять предположение, что гамма-всплеск — это взрыв сверхновой звезды населения III, то можно изучать историю обогащения Вселенной тяжёлыми металлами.
Также гамма-всплеск может служить указателем на очень слабую карликовую галактику, которую трудно обнаружить при «массовом» наблюдении неба.
Серьезной проблемой для наблюдения гамма-всплесков в общем и применимости их для изучения Вселенной, в частности, является их спорадичность и краткость времени, когда послесвечение всплеска, по которому только и можно определить расстояние до него, можно наблюдать спектроскопически.
Изучение эволюции Вселенной и её крупномасштабной структуры
Изучение крупномасштабной структуры
Данные о крупномасштабной структуре 2df обзора
Первым способом изучения крупномасштабной структуры Вселенной, не потерявший своей актуальности, стал так называемый метод «звёздных подсчётов» или метод «звёздных черпков». Суть его в подсчёте количества объектов в различных направлениях. Применён Гершелем в конце XVIII века, когда о существовании далеких космических объектов только догадывались, и единственными объектами, доступными для наблюдений, были звёзды, отсюда и название. Сегодня, естественно, считают не звёзды, а внегалактические объекты (квазары, галактики), и помимо выделенного направления строят распределения по z.
Крупнейшими источниками данных о внегалактических объектах являются отдельные наблюдения конкретных объектов, обзоры типа SDSS, APM, 2df, а также компилятивные базы данных, такие как Ned и Hyperleda. Например, в обзоре 2df охват неба составлял ~ 5 %, среднее z — 0,11 (~ 500 Мпк), количество объектов — ~ 220 000.
Уже на представленном рисунке можно видеть, что галактики расположены в пространстве неоднородно на малых масштабах. После более детального рассмотрения обнаруживается, что пространственная структура распределения галактик — ячеистая: узкие стенки с шириной, определяемой величиной скоплений и сверхскоплений галактик, а внутри этих ячеек — пустоты, так называемые войды[38].
Доминирующим является мнение, что при переходе к масштабам сотен мегапарсек ячейки складываются и усредняются, распределение видимого вещества становится однородным[47][48]. Однако однозначность в этом вопросе пока не достигнута: применяя различные методики некоторые исследователи приходят к выводам об отсутствии однородности распределения галактик вплоть до самых больших исследованных масштабов[49][50]. Вместе с тем, неоднородности в распределении галактик не отменяют факта высокой однородности Вселенной в начальном состоянии, выводимого из высокой степени изотропии реликтового излучения.
Вместе с этим установлено, что распределения количества галактик по красному смещению имеет сложный характер. Зависимость для разных объектов различна. Однако для всех них характерно наличие нескольких локальных максимумов[51][52][53]. С чем это связано — пока не совсем понятно.
До последнего времени не было ясности в том, как эволюционирует крупномасштабная структура Вселенной. Однако работы последнего времени показывают, что первыми сформировались крупные галактики, и только потом уже мелкие (так называемый downsizing-эффект)[54][55].
Наблюдения звёздных скоплений
Популяция белых карликов в шаровом звёздном скоплении NGC 6397. Синие квадраты — гелиевые белые карлики, фиолетовые кружки — «нормальные» белые карлики с высоким содержанием углерода.
Главное свойство шаровых скоплений для наблюдательной космологии — много звёзд одного возраста в небольшом пространстве. Это значит, что если каким-то способом измерено расстояние до одного члена скопления, то различие в расстоянии до других членов скопления пренебрежимо мало.
Одновременное формирование всех звёзд скопления позволяет определить его возраст: опираясь на теорию звёздной эволюции, строятся изохроны на диаграмме «цвет — звёздная величина», то есть кривые равного возраста для звёзд различной массы. Сопоставляя их с наблюдаемым распределением звёзд в скоплении, можно определить его возраст.
Метод имеет ряд своих трудностей. Пытаясь их решить, разные команды, в разное время получали разные возраста для самых старых скоплений, от ~8 млрд лет[56], до ~ 25 млрд лет[57].
В галактиках шаровые скопления, входящие в старую сферическую подсистему галактик, содержат множество белых карликов — остатков проэволюционировавших красных гигантов относительно небольшой массы. Белые карлики лишены собственных источников термоядерной энергии и излучают исключительно за счёт излучения запасов тепла. Белые карлики имеют приблизительно одинаковую массу звёзд-предшественниц, а значит — и приблизительно одинаковую зависимость температуры от времени. Определив по спектру белого карлика его абсолютную звёздную величину на данный момент и зная зависимость время—светимость при остывании, можно определить возраст карлика[58]
Однако данный подход связан как с большими техническими трудностями, — белые карлики крайне слабые объекты, — необходимо крайне чувствительные инструменты, чтоб их наблюдать. Первым и пока единственным телескопом, на котором возможно решение данной задачи является космический телескоп им. Хаббла. Возраст самого старого скопления по данным группы, работавшей с ним: 12,7\pm0,7 млрд лет[58], однако, результат оспаривается. Оппоненты указывают, что не были учтены дополнительные источники ошибок, их оценка 12,4^{+1,8}_{-1,5} млрд лет[59].
Наблюдения непроэволюционировавших объектов
NGC 1705 — галактика типа BCDG
Объекты, фактически состоящие из первичного вещества, дожили до нашего времени благодаря крайне малому темпу их внутренней эволюции. Это позволяет изучать первичный химический состав элементов, а также, не сильно вдаваясь в подробности и основываясь на лабораторных законах ядерной физики, оценить возраст подобных объектов, что даст нижний предел на возраст Вселенной в целом.
К такому типу можно отнести: звёзды малой массы с низкой металличностью (так называемые G-карлики), низкометалличные области HII, а также карликовые неправильные галактики класса BCDG (Blue Compact Dwarf Galaxy).
Согласно современным представлениям, в ходе первичного нуклеосинтеза должен был образоваться литий. Особенность это элемента заключается в том, что ядерные реакции с его участием начинаются при не очень больших, по космическим масштабам, температурах. И в ходе звездной эволюции изначальный литий должен был быть практически полностью переработан. Остаться он мог только у массивных звезд населения типа II. Такие звёзды имеют спокойную, не конвективную атмосферу, благодаря чему литий остаётся на поверхности, не рискуя сгореть в более горячих внутренних слоях звезды.
В ходе измерений, обнаружилось, что у большинства таких звезд обильность лития составляет[60]:
A(Li)=12+\log(Li/H)=2.12.
Однако есть ряд звезд, в том числе и сверхнизкометалличные, у которых обильность значительность ниже. С чем это связано, до конца не ясно, предполагается, что это как-то связано с процессами в атмосфере[61].
У звезды CS31082-001, принадлежащей звёздному населению типа II, были обнаружены линии и измерены концентрации в атмосфере тория и урана. Эти два элемента имеют различный период полураспада, поэтому со временем их соотношение меняется, и если как-то оценить первоначальное соотношение обильностей, то можно определить возраст звезды. Оценить можно двояким способом: из теории r-процессов, подтверждённой как лабораторными измерениями, так и наблюдениями Солнца; или можно пересечь кривую изменения концентраций за счёт распада и кривую изменения содержания тория и урана в атмосферах молодых звёзд за счёт химической эволюции Галактики. Оба метода дали схожие результаты: 15,5±3,2[62] млрд лет получены первым способом, 14{,}5^{-2{,}8}_{+2{,}2}[63] млрд лет — вторым.
Слабо металличные BCDG-галактикам (всего их существует ~10) и зоны HII — источники информации по первичному обилию гелия. Для каждого объекта из его спектра определяется металличность (Z) и концентрация He (Y). Экстраполируя определённым образом диаграмму Y-Z до Z=0, получают оценку первичного гелия.
Итоговое значения Yp разнится от одной группы наблюдателей к другой и от одного периода наблюдений к другому. Так, одна, состоящая из авторитетнейших специалистов в этой области: Изотова и Тхуан (Thuan) получили значение Yp=0,245±0,004[64] по BCDG-галактикам, по HII — зонам на данный момент (2010) они остановились на значении Yp=0,2565±0,006[65]. Другая авторитетная группа во главе с Пеймберт (Peimbert) получали также различные значения Yp, от 0,228±0,007 до 0,251±0,006[66].
Теоретические модели
Основная статья: Космологические модели
Из всего множества наблюдательных данных для построения и подтверждения теорий ключевыми являются следующие:
Все наблюдения, связанные со шкалой расстояний. Именно их результаты дают значения постоянной Хаббла H, в законе носящим его имя:
cz=H_0 D,,
где z — красное смещение галактики, D — расстояние до неё, c — скорость света.
Возраст Вселенной, получаемый из закона расширения должен быть строго больше возраста самых старых объектов. (К примеру, из наблюдений звездных скоплений )
Измерения первоначального обилия элементов. (К примеру, из наблюдений BCDG-галактик и G-карликов ).
Данные реликтового фона.
Данные об эволюции крупномасштабных структур. (Помимо непосредственных наблюдений структуры, источники данных могут быть самые разнообразные от наблюдений отдельных объектов до реликтового фона).
Их интерпретация начинается с постулата, утверждающего, что каждый наблюдатель в один и тот же момент времени, независимо от места и направления наблюдения обнаруживает в среднем одну и ту же картину. То есть на больших масштабах Вселенная пространственно однородна и изотропна. Заметим, данное утверждение не запрещает неоднородности во времени, то есть существования выделенных последовательностей событий, доступных всем наблюдателям.
Сторонники теорий стационарной Вселенной иногда формулируют «совершенный космологический принцип», согласно которому свойствами однородности и изотропности должно обладать четырёхмерное пространство-время. Однако наблюдаемые во Вселенной эволюционные процессы, по всей видимости не согласуются с таким космологическим принципом.
В общем случае для построения моделей применяются следующие теории и разделы физики:
Равновесная статистическая физика, её основные понятия и принципы, а также теория релятивистского газа.
Теория гравитации, обычно это ОТО. Хотя её эффекты проверены только в масштабах Солнечной системы[67][68], и её использование в масштабе галактик и Вселенной в целом может быть подвергнуто сомнению.
Некоторые сведения из физики элементарных частиц: список основных частиц, их характеристики, типы взаимодействия, законы сохранения. Космологические модели были бы много проще, если бы протон не был стабильной частицей и распадался бы[69], чего современные эксперименты в физических лабораториях не подтверждают.
На данный момент, комплекс моделей, наилучшим образом объясняющий наблюдательные данные является:
Теория Большого Взрыва.
Описывает химический состав Вселенной. Теория стадии инфляции.
Объясняет причину расширения. Модель расширения Фридмана.
Описывает расширение. Иерархическая теория.
Описывает крупномасштабную структуру.
прим.: зелёный цвет означает абсолютно доминирующие теории; янтарный — признана многими, но широко обсуждаемая; алый — испытывающая большие проблемы в последнее время, но поддерживаемая многими теоретиками.
Модель расширяющейся Вселенной
Основная статья: Расширение Вселенной
Модель расширяющейся Вселенной описывает сам факт расширения. В общем случае не рассматривается, когда и почему Вселенная начала расширяться. В основе большинства моделей лежит ОТО и её геометрический взгляд на природу гравитации.
Если изотропно расширяющуюся среду рассматривать в системе координат, жестко связанной с материей, то расширение Вселенной формально сводится к изменению масштабного фактора всей координатной сетки, в узлах которой «посажены» галактики. Такую систему координат называют сопутствующей. Начало же отсчёта обычно прикрепляют к наблюдателю.
Единой точки зрения, является ли Вселенная действительно бесконечной или конечной в пространстве и объёме, не существует. Тем не менее, наблюдаемая Вселенная конечна, поскольку конечна скорость света и существовал Большой Взрыв.
Модель Фридмана
Основная статья: Вселенная Фридмана
Стадия Эволюция a(\eta) Параметр Хаббла
Инфляционная a\propto e^{Ht} H^2=\frac{8\pi}{3}\frac{\rho_{vac}}{M^2_{pl}}
Радиационное доминирование
p=ρ/3 a\propto t^{\frac{1}{2}} H=\frac{1}{2t}
Пылевая стадия
p=const a\propto t^{\frac{2}{3}} H=\frac{2}{3t}
\Lambda-доминирование a\propto e^{Ht} H^2=\frac{8\pi}{3}G\rho_{\Lambda}
В рамках ОТО вся динамика Вселенной может быть сведена к простым дифференциальным уравнениям для масштабного фактора a(t).[70]
В однородном, изотропном четырехмерном пространстве с постоянной кривизной, расстояние между двумя бесконечно приближенными точками можно записать следующим образом:
ds^2 = cdt - a^2(t) \left(dr^2-k\frac{(rdr)^2}{1-kr^2}\right)
k — кривизна пространства (принимает значения −1 0 1), а r - радиус вектор.
Если же выражение для метрики подставить в уравнения ОТО, то получим следующую систему уравнений:
Уравнение энергии
\left(\frac{\dot a}{a}\right)^2=\frac{8\pi G\rho}{3}-\left(\frac{kc^2}{a^2}\right)+\frac{\Lambda c^2}{3}
Уравнение движения
\frac{\ddot a}{a}=-\frac{4\pi G}{3}\left(\rho +\frac{3P}{c^2}\right) + \frac{\Lambda c^2}{3}
Уравнение неразрывности
\frac{d\rho}{dt} =-3H\left(\rho +\frac{P}{c^2}\right)
где Λ — космологическая постоянная, ρ — средняя плотность Вселенной, P — давление, с — скорость света.
Приведенная система уравнений допускает множество решений, в зависимости от выбранных параметров. На самом деле значение параметров фиксированы только на текущий момент и с течением времени эволюционируют, поэтому эволюцию расширения описывает совокупность решений.[70]
Объяснение закона Хаббла
Допустим есть источник, расположенный в сопутствующей системе на расстоянии r1 от наблюдателя. Приемная аппаратура наблюдателя регистрирует фазу приходящей волны. Рассмотрим два интервала между точками с одной и тойже фазой[70]:
\frac{\delta t_1}{\delta t_0} =\frac{\nu_0}{\nu_1} \equiv 1+z
С другой стороны для световой волны в принятой метрике выполняется равенство:
dt = \pm a(t)\frac{dr}{\sqrt{1-kr^2}}
Если это уравнение проинтегрировать и вспомнить, что в сопутствующих координатах r не зависит от времени, то при условии малости длины волны относительно радиуса кривизны Вселенной получим соотношение:
\frac{\delta t_1}{a(t_1)} =\frac{\delta t_0}{a(t_0)}
Если теперь его подставить в первоначальное соотношение:
1+z = \frac{a(t_0)}{a(t_1)}
После разложения правой части в ряд Тейлора с учетом члена первого порядка малости получим соотношение в точности совпадающее с законом Хаббла. Где постоянная H принимает вид:
H=\frac{\dot a (t)}{a(t)}
ΛCDM
Основная статья: Модель Лямбда-CDM
Космологические параметры по данным WMAP и Planck
WMAP[6] Planck[71]
Возраст Вселенной t0 млрд.лет 13.75±0.13 13.81±0.06
H0 км/с/МПк 71.0±2.5 67.4±1.4
Плотность барионной материи Ωbh2 0.0226±0.0006 0.0221 ± 0.0003
Плотность темной материи Ωсh2 0.111 ± 0.006 0.120 ± 0.003
Общая плотность Ωt 1.08+0.09-0.07 1.0 ±0.02
Плотность барионной материи Ωb 0.045±0.003
Плотность темной энергии ΩΛ 0.73±0.03 0.69±0.02
Плотность темной материи Ωc 0.22±0.03
Как уже говорилось, уравнения Фридмана допускают множество решений, в зависимости от параметров. И современная модель ΛCDM - это модель Фридмана с общепринятыми параметрами. Обычно в работе наблюдателей они приводятся в понятиях, связанных с критической плотностью[70]:
\rho_{cr} = \frac{3H_0^2}{8\pi G}
Если выразить левую часть из закона Хаббла, то после приведения получим следующий вид:
1 = \Omega_m +\Omega_k +\Omega_{\Lambda} ,
где Ωm=ρ/ρcr , Ωk = -(kc2)/(a2H2) , ΩΛ=(8πGΛc2)/ρcr. Из этой записи видно, что если Ωm+ΩΛ= 1 , т.е суммарная плотность материи и темной энергии равна критической, то k = 0, т.е. пространство плоское, если больше, то k = 1, если меньше k= -1
В современной общепринятой модели расширения космологическая постоянная положительна и существенно отлична от нуля, то есть на больших масштабах возникают силы антигравитации. Природа таких сил неизвестна, теоретически подобный эффект можно было бы объяснить действием физического вакуума, однако ожидаемая плотность энергии оказывается на много порядков больше, чем энергия, соответствующая наблюдаемому значению космологической постоянной — проблема космологической постоянной[70].
Остальные варианты на данный момент представляют только теоретический интерес, однако это может измениться при появлении новых экспериментальных данных. Современная история космологии уже знает подобные примеры: модели с нулевой космологической постоянной безоговорочно доминировали (помимо короткого всплеска интереса к другим моделям в 1960-е гг.) с момента открытия Хабблом космологического красного смещения и до 1998 года, когда данные по сверхновым типа Ia убедительно опровергли их[комм. 2].
Дальнейшая эволюция расширения
Дальнейший ход расширения в общем случае зависит от значений космологической постоянной Λ, кривизны пространства k и уравнения состояния P(ρ). Однако качественно эволюцию расширения можно оценить, опираясь на достаточно общие предположения.[70]
Λ < 0
Если значение космологической постоянной отрицательно, то действуют только силы притяжения и более никаких. Правая часть уравнения энергии будет неотрицательной только при конечных значениях R. Это означает, что при некотором значении Rc Вселенная начнет сжиматься при любом значении k и вне зависимости от вида уравнения состояния[72].
Λ = 0
В случае, если космологическая постоянная равна нулю, то эволюция при заданном значении H0 целиком и полностью зависит от начальной плотности вещества[70]:
\left(\frac{da}{dt}\right)^2=G\frac{8\pi\rho_0 a_0^3}{3a} -a_0^2H_0\left(\rho_0 - \frac{3H_0^2}{8\pi G}\right).
Если \rho_0 =\rho_{cr} , то расширение продолжается бесконечно долго, в пределе с асимптотически стремящейся к нулю скоростью. Если плотность больше критической, то расширение Вселенной тормозится и сменяется сжатием. Если меньше, то расширение идёт неограниченно долго с ненулевым пределом H.
Λ > 0
Если Λ>0 и k≤0, то Вселенная монотонно расширяется, но в отличие от случая с Λ=0 при больших значениях R скорость расширения растёт[72]:
R\propto exp[(\Lambda/3)^{1/2}t].
При k=1 выделенным значением является \Lambda_c=4\pi G\rho. В этом случае существует такое значение R, при котором R'=0 и R''=0, то есть Вселенная статична.
При Λ>Λc скорость расширения убывает до какого-то момента, а потом начинает неограниченно возрастать. Если Λ незначительно превышает Λc, то на протяжении некоторого времени скорость расширения остаётся практически неизменной.
В случае Λ<Λc всё зависит от начального значения R, с которого началось расширения. В зависимости от этого значения Вселенная либо будет расширяться до какого-то размера, а потом сожмется, либо будет неограниченно расширяться.
Теория Большого взрыва (модель горячей Вселенной)
Основная статья: Большой взрыв
Теория Большого взрыва — теория первичного нуклеосинтеза. Отвечает на вопрос — каким образом образовались химические элементы и почему распространенность их именно такая, какая сейчас наблюдается. Зиждется на экстраполяции законов ядерной и квантовой физики, в предположении, что при движении в прошлое, средняя энергия частиц (температура) возрастает[73].
Граница применимости — область высоких энергий, выше которых перестают работать изученные законы. При этом вещества как такового уже и нет, а есть практически чистая энергия. Если экстраполировать закон Хаббла на тот момент, то окажется, что видимая область Вселенный разместилась в небольшом объёме. Малый объём и большая энергия — характерное состояние вещества после взрыва, отсюда и название теории — теория Большого Взрыва. При этом остается за рамками ответ на вопрос: «Что вызвало это взрыв и какова его природа?».
Также теория Большого взрыва предсказала и объяснила происхождение реликтового излучения — это наследие того момента, когда ещё всё вещество было ионизованным и не могло сопротивляться давлению света. Иными словами, реликтовый фон — это остаток «фотосферы Вселенной».
Энтропия Вселенной
Основная статья: Энтропия Вселенной
Главным аргументом, подтверждающий теорию горячей Вселенной, является значение её удельной энтропии. Она с точностью до численного коэффициента равна отношению концентрации равновесных фотонов nγ к концентрации барионов nb.
Выразим nb через критическую плотность и долю барионов[70]:
n_b=\frac{\rho_cr}{m_p}=1{,}124\cdot 10^{-5}\Omega_b h^2_{100},
где h100 — современное значение Хаббла, выраженное в единицах 100 км/(c Мпк), и, учитывая, что для реликтового излучения с T=2,73 К
n_\gamma\approx 420(1+z)^3 см−3,
получаем:
\eta\simeq n_b/n_{\gamma}\approx 2{,}7\cdot 10^{-8}\Omega_b h_{100}^2\sim 10^{-9}.
Обратная величина и есть значение удельной энтропии.
Первые три минуты. Первичный нуклеосинтез
Основные ядерные реакции на этапе первичного нуклеосинтеза.
Предположительно, с начала рождения (или по крайне мере с конца инфляционной стадии) и в течение времени, пока температура остаётся не ниже 1016 ГэВ (10−10с), присутствуют все известные элементарные частицы, причем все они не имеют массы. Этот период называется периодом Великого объединения, когда электрослабое и сильное взаимодействия едины[74] .
На данный момент невозможно сказать, какие же именно частицы присутствуют в тот момент, но кое-что всё же известно. Величина η — не только показатель удельной энтропии, но и характеризует избыток частиц над античастицами[75]:
\frac{n_p-n_{\bar p}}{n_p}=10^{-9}.
В момент, когда температура опускается ниже 1015 ГэВ, вероятно, выделяются X- и Y-бозоны с соответствующими массами.
Эпоху Великого объединения сменяет эпоха электрослабого объединения, когда электромагнитное и слабое взаимодействия представляют единое целое. В эту эпоху идет аннигиляция X- и Y-бозонов. В момент, когда температура понижается до 100 ГэВ, эпоха электрослабого объединения заканчивается, образуются кварки, лептоны и промежуточные бозоны.
Настаёт адронная эра, эра активного рождения и аннигиляции адронов и лептонов. В эту эпоху примечателен момент кварк-адронного перехода или момент конфайнмента кварков, когда стало возможным слияние кварков в адроны. В этот момент температура равна 300—1000 МэВ, а время от рождения Вселенной составляет 10−6 с.
Эпохе адронной эры наследует лептонная эра — в момент, когда температура падает до уровня 100 МэВ, а на часах 10−4 с. В эту эпоху состав Вселенной начинает походить на современный; основные частицы — это фотоны, помимо них есть только электроны и нейтрино со своими античастицами, а также протоны и нейтроны. В этот период происходит одно важное событие: вещество становится прозрачным для нейтрино. Возникает что-то наподобие реликтового фона, но для нейтрино. Но так как отделение нейтрино произошло раньше отделения фотонов, когда некоторые виды частиц ещё не проаннигилировали, отдав свою энергию остальным, то и остыли они больше. К настоящему времени нейтринный газ должен был остыть до 1,9 К, если нейтрино не имеют массы (или их массы пренебрежимо малы).
При температуре Т≈0,7 МэВ термодинамическое равновесие между протонами и нейтронами, существовавшее до этого, нарушается и отношение концентрации нейтронов и протонов застывает на значении 0,19. Начинается синтез ядер дейтерия, гелия, лития. Спустя ~200 секунд после рождения Вселенной температура падает до значений, при которых нуклеосинтез более невозможен, и химический состав вещества остаётся неизменным до момента рождения первых звёзд[74].
Проблемы теории Большого взрыва
Несмотря на значительные успехи, теория горячей Вселенной сталкивается с рядом трудностей. Если бы Большой взрыв вызвал расширение Вселенной, то в общем случае могло бы возникнуть сильное неоднородное распределение вещества, чего не наблюдается. Теория Большого Взрыва также не объясняет расширение Вселенной, она принимает его как факт[76].
Теория также предполагает, что соотношение числа частиц и античастиц на первоначальной стадии было таким, что дало в результате современное преобладание материи над антиматерией. Можно предположить, что вначале Вселенная была симметрична — материи и антиматерии было одинаковое количество, но тогда чтобы объяснить барионную асимметрию необходим некоторый механизм бариогенеза, который должен приводить к возможности распада протона, чего также не наблюдается[69].
Различные теории Великого объединения предполагают рождение в ранней Вселенной большого числа магнитных монополей, до сего момента также не обнаруженных[77].
Инфляционная модель
Основная статья: Инфляционная модель Вселенной
Задача теории инфляции — дать ответы на вопросы, которые оставили после себя теория расширения и теория Большого взрыва: «Почему Вселенная расширяется? И что представляет из себя Большой Взрыв?..» Для этого расширение экстраполируется на нулевой момент времени и вся масса Вселенной оказывается в одной точке, образуя космологическую сингулярность, часто её и называют Большим Взрывом. По всей видимости, общая теория относительности на тот момент уже неприменима, что приводит к многочисленным, но пока, увы, только чисто умозрительным попыткам разработать более общую теорию (или даже «новую физику»), решающую эту проблему космологической сингулярности
Основная идея инфляционной стадии — если вести скалярное поле, называемое инфлантоном, воздействие которого велико на начальных стадиях (начиная, примерно с 10−42с), но быстро убывает со временем, то можно объяснить плоскую геометрию пространства, хаббловское расширение же становится движением по инерции благодаря большой кинетической энергии, накопленной в ходе инфляции, а происхождение из малой изначально причинно-связанной области объясняет однородность и изотропность Вселенной[78].
Однако способов задать инфлатон — великое множество, что в свою очередь порождает целое множество моделей. Но большинство основывается на предположении о медленном скатывании: потенциал инфлантона медленно уменьшается до значения, равного нулю. Конкретный же вид потенциала и способ задания начальных значений зависит от выбранной теории.
Теории инфляции также делятся на бесконечные и конечные во времени. В теории с бесконечной инфляцией существуют области пространства — домены — которые начали расширяться, но из-за квантовых флуктуаций вернулись в первоначальное состояние, в котором возникают условия для повторной инфляции. К таким теориям относится любая теория с бесконечным потенциалом и хаотическая теория инфляции Линде[78].
К теориям с конечным временем инфляции относится гибридная модель. В ней существует два вида поля: первое ответственно за большие энергии (а значит за скорость расширения), а второе за малые, определяющие момент завершения инфляции. В таком случае квантовые флуктуации могут повлиять только на первое поле, но не на второе, а значит и сам процесс инфляции конечен.
К нерешенным проблемам инфляции можно отнести скачки температуры в очень большом диапазоне, в какой-то момент она падает почти до абсолютного нуля. В конце инфляции происходит повторный нагрев вещества до высоких температур. На роль возможного объяснения столь странного поведения предлагается «параметрический резонанс»[79].
Мультивселенная
Основная статья: Мультивселенная
«Мультивселенная», «Большая Вселенная», «Мультиверс», «Гипервселенная», «Сверхвселенная», «Мультиленная», «Омниверс» — различные переводы английского термина multiverse. Появился он в ходе развития теории инфляции[80].
О
|
|
|
|
|
|
sdf
|
23.02.2014 в 17:37
|
|
Написал(а): sef
|
нейтральный
|
Amending our Terms of Use:
Please comment on a proposed amendment regarding undisclosed paid editing.
[ Помогите с переводом! ] close
Вселенная
Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Крупномасштабная структура Вселенной, как она выглядит в инфракрасных лучах с длиной волны 2,2 мкм — 1 600 000 галактик, зарегистрированных в Extended Source Catalog как результате Two Micron All-Sky Survey. Яркость галактик показана цветом от синего (самые яркие) до красного (самые тусклые). Тёмная полоса по диагонали и краям картины — расположение Млечного пути, пыль которого мешает наблюдениям
Космология
Ilc 9yr moll4096.png
Изучаемые объекты и процессы
Вселенная
История Вселенной
Наблюдаемая Вселенная
Возраст Вселенной
Крупномасштабная структура Вселенной
Формирование структуры
Реликтовое излучение
Тёмная энергия
Скрытая масса
Наблюдаемые процессы
Космологическое красное смещение
Расширение Вселенной
Формирование галактик
Закон Хаббла
Нуклеосинтез
Теоретические изыскания
Космологические модели
Космическая инфляция
Большой взрыв
Хронология Большого взрыва
Вселенная Фридмана
Сопутствующее расстояние
Модель Лямбда-CDM
Космология чёрной дыры
Космологический принцип
Космологическое уравнение состояния
Критическая плотность
Хронология космологии
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. Если автор различает эти сущности, то следуя традиции, первую называют Вселенной, а вторую — астрономической Вселенной, или Метагалактикой (в последнее время этот термин практически вышел из употребления). Вселенная является предметом исследования космологии.
В историческом плане для обозначения «всего пространства» использовались различные слова, включая эквиваленты и варианты из различных языков, такие как «небесная сфера», «космос», «мир». Использовался также термин «макрокосмос», хотя он предназначен для определения систем большого масштаба, включая их подсистемы и части. Аналогично, слово «микрокосмос» используется для обозначения систем малого масштаба.
Любое исследование, любое наблюдение, будь то наблюдение физика за тем, как раскалывается ядро атома, ребёнка за кошкой или астронома, ведущего наблюдения за далёкой-далёкой галактикой, — всё это наблюдение за Вселенной, вернее, за отдельными её частями. Эти части служат предметом изучения отдельных наук, а Вселенной в максимально больших масштабах, и даже Вселенной как единым целым занимаются астрономия и космология; при этом под Вселенной понимается или область мира, охваченная наблюдениями и космическими экспериментами, или объект космологических экстраполяций — физическая Вселенная как целое[1].
Предметом статьи являются знания о наблюдаемой Вселенной как о едином целом: наблюдения, их теоретическая интерпретация и история становления.
Среди однозначно интерпретируемых фактов относительно свойств Вселенной приведём здесь следующие:
Самый распространенный элемент — водород. Расширение Вселенной с хорошей точностью линейно до z ~ 0,1. Реликтовый фон флуктуирует на масштабах четвёртого порядка малости.
Температура реликтового фона зависит от z. Наличие Lα-леса в спектрах далеких объектов (квазаров) с z > 6. Наличие сильной неоднородности в распределении галактик на масштабах < 100 Мпк.
В основу теоретических объяснений и описаний этих явлений положен космологический принцип, суть которого в том, что наблюдатели, независимо от места и направления наблюдения, в среднем обнаруживают одну и туже картину. Сами теории стремятся объяснить и описать происхождение химических элементов, ход развития и причину расширения, возникновение крупномасштабной структуры.
Первый значительный толчок в сторону современных представлений о Вселенной совершил Коперник. Второй по величине вклад внесли Кеплер и Ньютон. Но поистине революционные изменения в наших представлениях о Вселенной происходят лишь в XX веке.
Содержание [убрать]
1 Этимология
2 Облик Вселенной
3 Наблюдения
3.1 Шкала расстояний и космологическое красное смещение
3.1.1 Метод тригонометрического параллакса
3.1.2 Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры
3.1.3 Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia
3.1.4 Метод определения расстояния по гравитационным линзам
3.1.5 Метод определения расстояния по красным гигантам
3.1.6 Проблемы и современные дискуссии
3.2 Изучение реликтового фона
3.2.1 Эффект Сюняева — Зельдовича
3.2.2 Поляризация
3.2.3 Флуктуации реликтового фона
3.3 Наблюдение далеких объектов
3.3.1 Лайман-альфа лес
3.3.2 Гравитационно-линзированные объекты
3.3.3 Наблюдения квазаров
3.3.4 Наблюдения гамма-всплесков
3.4 Изучение эволюции Вселенной и её крупномасштабной структуры
3.4.1 Изучение крупномасштабной структуры
3.4.2 Наблюдения звёздных скоплений
3.4.3 Наблюдения непроэволюционировавших объектов
4 Теоретические модели
4.1 Модель расширяющейся Вселенной
4.1.1 Модель Фридмана
4.1.2 Объяснение закона Хаббла
4.1.3 ΛCDM
4.1.4 Дальнейшая эволюция расширения
4.2 Теория Большого взрыва (модель горячей Вселенной)
4.2.1 Энтропия Вселенной
4.2.1.1 Первые три минуты. Первичный нуклеосинтез
4.2.2 Проблемы теории Большого взрыва
4.3 Инфляционная модель
4.3.1 Мультивселенная
4.3.2 Альтернативы теории инфляции
4.4 Теория эволюции крупномасштабных структур
4.4.1 Общие положения
4.4.2 Эпоха до рекомбинации
4.4.3 После рекомбинации
4.4.4 Стадия доминирования тёмной энергии
4.4.5 Проблемы теории
4.5 Проблемы современных моделей
5 История открытия Вселенной
5.1 Древняя космография и ранняя астрономия
5.1.1 Цивилизации Азии и Средиземноморья
5.1.1.1 Месопотамия
5.1.1.2 Древний Египет
5.1.1.3 Древняя Греция
5.1.2 Цивилизации Северной и Южной Америк
5.1.2.1 Месоамерика
5.2 Средневековье
5.2.1 Европа
5.2.2 Исламский мир
5.2.3 Русь
5.3 Эпоха Возрождения (XV—XVI вв)
5.3.1 Раннее Возрождение (XV в)
5.3.2 Гелиоцентрическая система (вторая половина XVI в)
5.3.3 Позднее Возрождение (вторая половина XVI в)
5.4 Научная революция (XVII в)
5.5 XVIII—XIX вв.
5.6 XX век
6 См. также
7 Примечания
Этимология
В русском языке слово «Вселенная» является заимствованием из старославянского «въсєленаꙗ»[2], что является калькой древнегреческого слова «ойкумена»[3] (др.-греч. οἰκουμένη), от глагола οἰκέω «населяю, обитаю» и в первом значении имело смысл лишь обитаемой части мира. Поэтому русское слово «Вселенная» родственно существительному «вселение» и лишь созвучно определительному местоимению «всё». Самое общее определение для «Вселенной» среди древнегреческих философов, начиная с пифагорейцев, было τὸ πᾶν (Всё), включавшее в себя как всю материю (τὸ ὅλον), так и весь космос (τὸ κενόν)[4].
Облик Вселенной
Химический состав[5] Средняя температура реликтового излучения Плотность материи во вселенной[6] Уравнение состояния[6]
H — 75 %
He — 23 %
O — 1 %
C — 0,5 % 2,725 К 10−29г/см3. Из них:
Темная энергия — 74 %
Темная материя — 22 %
Барионное вещество — 4 % -1.1±0.4
Представляя Вселенную как весь окружающий мир, мы сразу делаем её уникальной и единственной. И вместе с этим лишаем себя возможности описать её в терминах классической механики: из-за своей уникальности Вселенная ни с чем не может взаимодействовать, она — система систем, и поэтому в её отношении теряют свой смысл такие понятия, как масса, форма, размер. Вместо этого приходится прибегать к языку термодинамики, употребляя такие понятия как плотность, давление, температура, химический состав.
Расширение Вселенной
Однако Вселенная мало похожа на обычный газ. Уже на самых крупных масштабах мы сталкиваемся с расширением Вселенной и реликтовым фоном. Природа первого явления — гравитационное взаимодействие всех существующих объектов. Именно его развитием определяется будущее Вселенной.
Второе же явление это наследство ранних эпох, когда свет горячего Большого взрыва практически перестал взаимодействовать с материей, отделился от неё. Сейчас из-за расширения Вселенной из видимого диапазона большинство излучённых тогда фотонов перешли в микроволновой радиодиапазон.
Иерархия масштабов во Вселенной
При переходе к масштабам меньше 100 Мпк обнаруживается чёткая ячеистая структура. Внутри ячеек пустота — войды. А стенки образованы из сверхскоплений галактик. Эти сверскопления — верхний уровень целой иерархии, затем идут скопления галактик, потом локальные группы галактик, а самый нижний уровень (масштаб 5—200 кпк) — это огромное многообразие самых различных объектов. Конечно, все они — галактики, но все они различны: это и линзовидные, неправильные, эллиптические, спиральные, с полярным кольцами, с активными ядрами и т. д.
Из них отдельно стоит упомянуть квазары, отличающихся очень высокой светимостью и настолько малым угловым размером, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от «точечных источников» — звёзд. Болометрическая светимость квазаров может достигать 1046 — 1047 эрг/с[7].
Переходя к составу галактики мы обнаруживаем: темную материю, космические лучи, межзвездный газ, шаровые скопления, рассеянные скопления, двойные звезды, звездные системы больше кратности, сверхмассивные черные дыры и черные дыры звездной массы, и, наконец, одиночные звезды разного населения.
Их индивидуальная эволюция и взаимодействие друг с другом порождает множество явлений. Так предполагается, что источником энергии у упомянутых уже квазаров служит аккреция межзвездного газа на сверхмассивную центральную чёрную дыру.
Отдельно стоит упомянуть и о гамма-всплесках — это внезапные кратковременные локализуемые повышения интенсивности космического гамма-излучения с энергией в десятки и сотни кэВ[8]. Из оценок расстояний до гамма-всплесков можно сделать вывод, что излучаемая ими энергия в гамма-диапазоне достигает 1050 эрг. Для сравнения, светимость всей галактики в этом же диапазоне составляет «всего» 1038 эрг/c. Такие яркие вспышки видны из самых далеких уголков Вселенной, так у GRB 090423 красное смещение z = 8,2.
Сложнейшим комплексом, включающим в себя множество процессов, является эволюция галактики[9]:
Process in)galaxy.png
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. Процессы, масштабы которых сравнимы или больше размера галактики (на диаграмме это все остальные, не вошедшие в центральную область), меняют морфологическую структуру, темп звездообразования, а значит, и скорость химической эволюции, спектр галактики и так далее.
Наблюдения
Основная статья: Астрономия
Описанное выше многообразие порождает целый спектр задач наблюдательного характера. В одну группу можно включить изучение отдельных феноменов и объектов, а это:
Феномен расширения. А для этого нужно измерять расстояния и красные смещения и как можно более далеких объектов. При ближайшем рассмотрении это выливается в целый комплекс задач, называемый шкалой расстояний.
Реликтовый фон.
Отдельные удаленные объекты, как квазары и гамма-всплески.
Далёкие и старые объекты излучают мало света и необходимы гигантские телескопы, такие как обсерватория Кека, VLT, БТА, «Хаббл» и строящиеся E-ELT и «Джеймс Уэбб». Кроме того, для выполнения первой задачи необходимы и специализированные средства — такие, как Hipparcos и разрабатывающаяся Gaia.
Как было сказано, излучение реликтового лежит в микроволновом диапазоне длин волн, следовательно для его изучения необходимы радионаблюдения и, желательно, космическими телескопами, такими как WMAP и «Планк».
Уникальные особенности гамма-всплесков требуют не только гамма-лабораторий на орбите, наподобие SWIFT, но и необычных телескопов — робот-телескопов — чье поле зрения больше, чем у вышеупомянутых инструментов SDSS, и способных наблюдать в автоматическом режиме. Примерами таких систем может служить телескопы российской сети «Мастер» и российско-итальянский проект Tortora.
Предыдущие задачи — это работа по отдельным объектам. Совсем иной подход требуется для:
Изучения крупномасштабной структуры Вселенной.
Изучение эволюцию галактик и процессов её составляющие. Таким образом нужны наблюдения как можно более старых объектов и как можно в большем числе.
С одной стороны необходимы массовые, обзорные наблюдения. Это вынуждает использовать телескопы с широким полем, например, такие, как в проекте SDSS. С другой стороны требуется детализация, на порядки превышающая надобности большинства задач предыдущей группы. А это возможно только с помощью РСДБ-наблюдений, с базой в диаметр Земли, или ещё больше как эксперименте «Радиоастрон».
Отдельно стоит выделить поиск реликтовых нейтрино. Для её решения необходимо задействовать специальные телескопы — нейтринные телескопы и нейтринные детекторы, — такие как Баксанский нейтринный телескоп, Байкальский подводный, IceCube, KATRIN.
Одно изучение гамма-всплесков, да реликтового фона свидетельствует о том, что только оптическим участком спектра тут не обойтись. Однако атмосфера Земли имеет всего два окна прозрачности: в радио- и оптическом диапазоне, и поэтому без космических обсерваторий не обойтись. Из ныне действующих в пример тут приведем Chandra, Integral, XMM-Newton, Гершель. В разработке находятся «Спектр-УФ», IXO, «Спектр-РГ», Astrosat и многие другие.
Шкала расстояний и космологическое красное смещение
Основная статья: Шкала расстояний в астрономии
Измерение расстояния в астрономии - многоступенчатый процесс. И основная сложность заключается в том, что наилучшие точности у разных методах достигаются на разных масштабах. Поэтому для измерений всё более и более далеких объектов используется всё более и более длинная цепочка методов, каждый из которых опирается на результаты предыдущего.
В основании всех эти цепочек лежит метод тригонометрического параллакса - базовый, единственный, где расстояние измеряется геометрически, с минимальным привлечением допущений и эмпирических закономерностей. Прочие методы, в большинстве своем, для измерения расстояния используют стандартную свечу - источник с известной светимостью. И расстояние до него можно вычислить[10]:
D^2=\frac{L}{4\pi F}
где D - искомое расстояние, L — светимость, а F - измеренный световой поток.
Метод тригонометрического параллакса
Схема возникновения годичного параллакса
Параллакс — это угол, возникающий благодаря проекции источника на небесную сферу. Различают два вида параллакса: годичный и групповой[11].
Годичный параллакс — угол, под которым был бы виден средний радиус земной орбиты из центра масс звезды. Из-за движения Земли по орбите видимое положение любой звезды на небесной сфере постоянно сдвигается — звезда описывает эллипс, большая полуось которого оказывается равной годичному параллаксу. По известному параллаксу из законов евклидовой геометрии расстояние от центра земной орбиты до звезды можно найти как[11]:
D=\frac{2R}{2 \sin \alpha/2}\approx \frac{2R}{\alpha} ,
где D - искомое расстояние, R - радиус земной орбиты, а приближённое равенство записано для малого угла (в радианах). Данная формула хорошо демонстрирует основную трудность этого метода: с увеличением расстояния значение параллакса убывает по гиперболе, и поэтому измерение расстояний до далеких звезд сопряжено со значительными техническими трудностями.
Суть группового параллакса состоит в следующем: если некое звёздное скопление имеет заметную скорость относительно Земли, то по законам проекции видимые направления движения его членов будут сходиться в одной точке, называемой радиантом скопления. Положение радианта определяется из собственных движений звёзд и смещения их спектральных линий, возникшего из-за эффекта Доплера. Тогда расстояние до скопления находится из следующего соотношения[12]:
D=\frac{V_r \mathrm{tg}(\lambda)}{4.738\mu},
где μ и 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. Только Гиады имеют заметный групповой параллакс, но до запуска спутника Hipparcos только таким способом можно откалибровать шкалу расстояний для старых объектов[11].
Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры
На цефеидах и звёздах типа RR Лиры единая шкала расстояний расходится на две ветви — шкалу расстояний для молодых объектов и для старых[11]. Цефеиды расположены, в основном, в областях недавнего звёздообразования, и поэтому являются молодыми объектами. Переменные типа RR Лиры тяготеют к старым системам, например, особенно их много в шаровых звёздных скоплениях в гало нашей Галактики.
Оба типа звёзд являются переменными, но если цефеиды — недавно образовавшиеся объекты, то звёзды типа RR Лиры сошли с главной последовательности — гиганты спектральных классов A—F, расположенные, в основном, на горизонтальной ветви диаграммы «цвет-величина» для шаровых скоплений. Однако, способы их использования как стандартных свеч различны:
Для цефеид существует хорошая зависимость «период пульсации — абсолютная звёздная величина». Скорее всего, это связано с тем, что массы цефеид различны.
Для звёзд RR Лиры средняя абсолютная звёздная величина примерно одинакова и составляет M_{RR}\approx0.78^m[11].
Определение данным методом расстояний сопряжено с рядом трудностей:
Необходимо выделить отдельные звёзды. 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.
Кроме того, для цефеид остаётся серьёзной проблемой точное определение нуль-пункта зависимости «период пульсации — светимость». На протяжении XX века его значение постоянно менялось, а значит, менялась и оценка расстояния, получаемая подобным способом. Светимость звезд типа RR Лиры, хотя и почти постоянна, но всё же зависит от концентрации тяжелых элементов.
Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia
Кривые блеска различных сверхновых.
Вспышка сверхновой - колоссальный взрывной процесс, происходящий по всему телу звезды,при этом выделившейся энергии лежит в диапазоне от 1050 — 1051 эрг[13]. А также сверхновые типа Ia имеют одинаковую светимость в максимуме блеска. Вместе это позволяет измерять расстояния до очень далеких галактик.
Именно благодаря им в 1998 году две группы наблюдателей открыли ускорение расширения Вселенной[14]. На сегодняшний день факт ускорения почти не вызывает сомнений, однако, по сверхновым невозможно однозначно определить его величину: всё ещё крайне велики ошибки для больших z[10][15].
Обычно, помимо общих для всех фотометрических методов, к недостаткам и открытым проблемам относят[16]:
Проблема К-поправки. Суть этой проблемы состоит в том, что измеряется не боллометрическая интенсивность (интегрированная по всему спектру), а в определенном спектральном диапазоне приемника. Это значит, что для источников, имеющие разные красные смещения, измеряется интенсивность в разных спектральных диапазонах. Для учета этого различия вводится особая поправка, называемая К-поправка.
Форма кривой зависимости расстояния от красного смещения измеряется разнымиобсерваториями на разных инструментах, что порождает проблемы с калибровками потоков и т.п.
Раньше считалось, что все сверхновые Ia - это взрывающиеся белые карлики в тесной двойной системе, где второй компонент это красный гигант. Однако появились свидетельства, что по крайне мере часть из них могут возникать в ходе слияния двух белых карликов, а значит этот подкласс уже не походит для использования в качестве стандартной свечи.
Зависимость светимости сверхновой от химического состава звезды-предшественницы.
Метод определения расстояния по гравитационным линзам
Геометрия гравитационного линзирования
Проходя около массивного тела, луч света отклоняется. Таким образом, массивное тело способно собирать параллельный пучок света в некотором фокусе, строя изображение, причём их может быть несколько. Это явление называется гравитационным линзированием. Если линзируемый объект — переменный, и наблюдается несколько его изображений, это открывает возможность измерения расстояний, так как между изображениями будут различные временны́е задержки из-за распространения лучей в разных частях гравитационного поля линзы (эффект аналогичен эффекту Шапиро в Солнечной системе).[17]
Если в качестве характерного масштаба для координат изображения ξ и источника η (см. рисунок) в соответствующих плоскостях взять ξ0=Dl и η0=ξ0Ds/Dl (где D — угловое расстояние), тогда можно записывать временно́е запаздывание между изображениями номер i и j следующим образом[17]:
\Delta t=\frac{1}{c}\frac{D_sD_l}{D_{ls}}(1+z_l)\left|\frac{1}{2}((x_j-y)^2-(x_i-y)^2) + \psi(x_i, y)-\psi(x_j, y)\right|
где x=ξ/ξ0 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. Считается, что в большинстве случаев реальный потенциал линзы хорошо аппроксимируется моделью, в которой вещество распределено радиально симметрично, а потенциал превращается в бесконечность. Тогда время задержки определяется по формуле:
\Delta t=\frac{1}{c}\frac{D_sD_l}{D_{ls}}(1+z_l)\left|x_i-x_j\right|.
Однако, на практике чувствительность метода к виду потенциала гало галактики существенна. Так, измеренное значение H0 по галактике SBS 1520+530 в зависимости от модели колеблется от 46 до 72 км/(с Мпк)[18].
Метод определения расстояния по красным гигантам
Ярчайшие красные гиганты имеют одинаковую абсолютную звёздную величину −3.0m±0.2m[19], а значит, подходят на роль стандартных свеч. Наблюдательно первым этот эффект обнаружил Сендидж в 1971 году. Предполагается, что эти звёзды либо находятся на верхней точке первого подъёма ветви красных гигантов звёзд малой массы (меньше солнечной), либо лежат на асимптотической ветви гигантов.
Основным достоинством метода является то, что красные гиганты удалены от областей звёздообразования и повышенной концентрации пыли, что сильно облегчает учёт поглощения. Их светимость также крайне слабо зависит от металличности как самих звёзд, так и окружающей их среды. Основная проблема данного метода — выделение красных гигантов из наблюдений звёздного состава галактики. Существует два пути её решения[19]:
Классический — метод выделения края изображений. При этом обычно применяют Собелевский фильтр. Начало провала — искомая точка поворота. Иногда вместо собелевского фильтра в качестве аппроксимирующей функции берут гауссиану, а функция выделения края зависит от фотометрических ошибок наблюдений. Однако, по мере ослабления звезды растут и ошибки метода. В итоге предельно измеряемый блеск на две звездных величины хуже, чем позволяет аппаратура.
Второй путь — построение функции светимости методом максимального правдоподобия. Данный способ основывается на том, что функция светимости ветви красных гигантов хорошо аппроксимируется степенной функцией:
\xi(m)\propto 10^{am},
где a — коэффициент, близкий к 0,3, m — наблюдаемая звёздная величина. Основная проблема — расходимость в некоторых случаях рядов, возникающих в результате работы метода максимального правдоподобия[19].
Проблемы и современные дискуссии
Одной из проблем является неопределённость в значении постоянной Хаббла и её изотропии. Одна группа исследователей утверждает, что значение постоянной Хаббла флуктуирует на масштабах 10-20°[20]. Возможных причин этому явлению несколько:
Реальный физический эффект — в таком случае космологическая модель должна быть кардинально пересмотрена;
Стандартная процедура усреднения ошибок некорректна[21].
Это также ведет к пересмотру космологической модели, но возможно, не такой значительной[22]. В свою очередь, многие другие обзоры и их теоретическая интерпретация не показывают анизотропии, превышающей локально обусловленную ростом неоднородности, в которую входит и наша Галактика, в изотропной в целом Вселенной[23][24][25][26].
Изучение реликтового фона
Спектр реликтового излучения
Информация, которую возможно получить, наблюдая реликтовый фон, крайне разнообразна: примечателен сам факт существования реликтового фона. Если Вселенная существовала вечно, то неясна причина его существования — массовых источников, способных создать такой фон, мы не наблюдаем. Однако если время жизни Вселенной конечно, то очевидно, что причина его возникновения кроется на начальных этапах её становления.[27]
На сегодняшний день доминирует мнение, что реликтовое излучение — это излучение, высвободившееся в момент образовании атомов водорода. До этого излучение было заперто в веществе, а вернее, в том, что тогда оно из себя представляло — плотной горячей плазме.
Метод анализа реликтового фона на этом предположении и базируется. Если мысленно проследить путь каждого фотона, то получится, что поверхность последнего рассеяния — сфера, тогда колебания температуры удобно разложить в ряд по сферическим функциям[27]:
\delta T(\theta,\phi)=\sum_{l=2}^{\infty}\sum_{m=-l}^{l}a_{lm}Y_{lm}(\theta,\phi)
где a_{lm} — коэффициенты, называемые мультипольными, а Y_{lm} — сферические гармоники. Получающаяся информация довольно разнообразна.
Различная информация заложена также и в отклонениях от чернотельного излучения. Если отклонения масштабны и систематичны, то наблюдается эффект Сюняева — Зельдовича, малые же флуктуации обусловлены флуктуациями вещества на ранних стадиях развития Вселенной.
Особо ценную информацию о первых секундах жизни Вселенной (в частности, о стадии инфляционного расширения) несёт поляризация реликтового фона.
Эффект Сюняева — Зельдовича
Основная статья: Эффект Сюняева — Зельдовича
Если фотоны реликтового фона на своём пути встречают горячий газ скоплений галактик, то в ходе рассеяния за счёт обратного эффекта Комптона фотоны будут разогреваться (то есть увеличат частоту), забирая часть энергии у горячих электронов. Наблюдательно это будет проявляться снижением потока реликтового излучения в направлении крупных скоплений галактик в длинноволновой области спектра.
С помощью этого эффекта можно получить информацию[28]:
о давлении горячего межгалактического газа в скоплении, а, возможно, и о самой массе скопления;
о скорости скопления вдоль луча зрения (из наблюдений на разных частотах);
о величине постоянной Хаббла H0, с привлечением наблюдений в гамма-диапазоне.
При достаточном количестве наблюдаемых скоплений можно определить и общую плотность Вселенной Ω.
Поляризация
Карта поляризации реликтового излучения по данным WMAP
Поляризация реликтового излучения могла возникнуть только в эпоху просветления. Так как рассеяние томпсоновское, то реликтовое излучение линейно поляризовано. Соответственно, параметры Стокса Q и U, характеризующие линейные параметры, отличны, а параметр V равен нулю. Если интенсивность можно разложить по скалярным гармоникам, то поляризацию можно разложить по так называемым спиновым гармоникам[27]:
Q+iU=\sum_{l,m}a_{lm}^{\pm2}Y_{lm}^{\pm2}(\theta, \phi)
Выделяются E-мода (градиентная составляющая) и B-мода (роторная составляющая)[29].
a_{lm}^E=\frac{1}{2}\left(a_{lm}^{+2}+a_{lm}^{-2}\right)
a_{lm}^B=\frac{1}{2}\left(a_{lm}^{+2}-a_{lm}^{-2}\right)
E-мода может появляться при прохождении излучения через неоднородную плазму вследствие томпсоновского рассеяния. B-мода, максимальная амплитуда которой достигает всего лишь 0,1 \mu K, возникает лишь при взаимодействии с гравитационными волнами.
B-мода является признаком инфляции Вселенной и определяется плотностью первичных гравитационных волн. Наблюдение B-моды является сложной задачей вследствие неизвестного уровня шума для этой компоненты реликтового излучения, а также за счёт того, что B-мода смешивается слабым гравитационным линзированием с более сильной E-модой[30].
На сегодняшний день поляризация обнаружена, её величина на уровне в несколько \mu K (микрокельвинов). Причем зарегистрирована только E-мода, B-мода не наблюдается.
Флуктуации реликтового фона
После удаления фоновых источников, постоянной составляющей дипольной и квадрупольной гармоник, остаются только разбросанные по небу флуктуации, разброс амплитуды которых лежит в диапазоне от −15 до 15 μK[6].
Для сравнение с теоретическими данным сырые данные приводятся к вращательно-инвариантной величине[27]:
C_l=\frac{1}{2l+1}\sum_{l=-m}^{l=m}\left|a_{lm}\right|^2
«Спектр» же строят для величины l(l+1)Cl/2π, из которого получают важные для космологии выводы. К примеру, по положению первого пика можно судить о полной плотности Вселенной, а по его величине — содержание барионов.
Так из совпадения кросс-корреляции между анизотропией и E-модой поляризации с теоретическими предсказанными для малых углов (θ<5°) и значительного расхождения в области больших можно сделать о наличии эпохи рекомбинации на z ≈ 15—20.
Так как флуктуации гауссовы, то можно использовать метод марковских цепей для построения поверхности максимального правдоподобия. В целом обработка данных по реликтовому фону это целый комплекс программ. Однако, как итоговый результат, так и используемые предположения и критерия вызывают дискуссию. Различными группами показано, отличие распределения флуктуаций от гауссова, зависимость карты распределений от алгоритмов его обработки[31][32][33].
Неожиданным результатом стало аномальное распределение на больших масштабах(от 6° и больше). Качество последних подтверждающих данных, полученные на космической обсерватории имени Планка, исключают ошибки измерений. Возможно, они вызваны ещё не обнаруженным и не исследованным явлением[34].
Наблюдение далеких объектов
Лайман-альфа лес
Основная статья: Лайман-альфа лес
В спектрах некоторых далеких объектов можно наблюдать большое скопление сильных абсорбционных линий на малом участке спектра (т. н. лес линий). Эти линии отождествляются как линии серии Лаймана, но имеющие разные красные смещения.
Облака нейтрального водорода эффективно поглощают свет на длинах волн от Lα(1216 Å) до лаймановского предела. Излучение, изначально коротковолновое, на пути к нам из-за расширения Вселенной поглощается там, где его длина волны сравнивается с этим «лесом». Сечение взаимодействия очень большое и расчёт показывает, что даже малой доли нейтрального водорода достаточно для создания большого поглощения в непрерывном спектре.
При большом количестве облаков нейтрального водорода на пути света, линии будто настолько близко друг к другу, что на довольно широком интервале в спектре образуется провал. Длинноволновая граница этого интервала обусловлена Lα, а коротковолновая зависит от ближайшего красного смещения, ближе которого среда ионизована и нейтрального водорода мало. Подобный эффект носит названия эффекта Гана-Петерсона.
Эффект наблюдается в квазарах с красным смещением z > 6. Отсюда делается вывод, что эпоха ионизации межгалактического газа началась с z ≈ 6[35][36].
Гравитационно-линзированные объекты
Основная статья: Гравитационная линза
К эффектам, наблюдения которых возможны также для любого объекта (даже не важно, чтобы он был далеким), необходимо отнести и эффект гравитационного линзирования. В прошлом разделе было указано, что с помощью гравитационного линзирования строят шкалу расстояний, это вариант так называемого сильного линзирования, когда угловое разделение изображений источника можно непосредственно наблюдать. Однако существует ещё и слабое линзирование, с его помощью можно исследовать потенциал изучаемого объекта. 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. Также выяснилось, что обеспечивает эту стабильность масса, проявляющаяся только в гравитационном взаимодействии — тёмная масса или, как её называют в космологии, тёмная материя[37][38].
Наблюдения квазаров
Природа квазара
Уникальное свойство квазаров — большие концентрации газа в области излучения. По современным представлениям, аккреция этого газа на чёрную дыру и обеспечивает столь высокую светимость объектов. Высокая концентрация вещества означает и высокую концентрацию тяжёлых элементов, а значит и более заметные абсорбционные линии. Так, в спектре одного из линзируемых квазаров были обнаружены линии воды[39].
Уникальным преимуществом является и высокая светимость в радиодиапазоне, на её фоне поглощение части излучения холодным газом более заметно. При этом газ может принадлежать как родной галактике квазара, так и случайному облаку нейтрального водорода в межгалактической среде, или галактике, случайно попавшей на луч зрения (при этом нередки случаи, когда такая галактика не видна — она слишком тусклая для наших телескопов). Изучение межзвёздного вещества в галактиках данным методом называется «изучением на просвет», к примеру, подобным образом была обнаружена первая галактика со сверхсолнечной металличностью[40].
Также важным результатом применения данного метода, правда не в радио-, а в оптическом диапазоне, являются измерения первичного обилия дейтерия. Современное значение обилия дейтерия, полученное по таким наблюдениям, составляет D/H_p\approx 3\cdot 10^{-5}[41].
С помощью квазаров получены уникальные данные о температуре реликтового фона на z ≈ 1,8 и на z = 2,4. В первом случае исследовались линии сверхтонкой структуры нейтрального углерода, для которых кванты с T ≈ 7,5 К (предполагаемая температура реликтового фона на тот момент) играют роль накачки, обеспечивая инверсную заселённость уровней[42]. Во втором случае обнаружили линии молекулярного водорода H2, дейтерида водорода HD, а также молекулы оксида углерода СО, по интенсивности спектра которой как раз и измерили температуру реликтового фона, она с хорошей точностью совпала с ожидаемым значением[43].
Ещё одно достижение, состоявшееся благодаря квазарам — оценка темпа звездообразования на больших z. Сначала, сравнивая спектры двух различных квазаров, а потом сравнивая отдельные участки спектра одного и того же квазара, обнаружили сильный провал на одном из UV участков спектра[44]. Столь сильный провал мог быть вызван только большой концентрацией пыли, поглощающей излучение. Ранее пыль пытались обнаружить по спектральным линиям, но выделить конкретные серии линий, доказывающее, что это именно пыль, а не примесь тяжёлых элементов в газе, не удавалось. Именно дальнейшее развитие этого метода позволило оценить темп звёздообразования на z от ~ 2 до ~ 6[45].
Наблюдения гамма-всплесков
Популярная модель возникновения гамма-всплеска
Гамма-всплески — уникальное явление, и общепризнанного мнения о его природе не существует. Однако подавляющее большинство учёных соглашается с утверждением, что прародителем гамма всплеска являются объекты звёздной массы[46].
Уникальные возможности применения гамма-всплесков для изучения структуры Вселенной состоят в следующем[46]:
Так как прародителем гамма-всплеска является объект звёздной массы, то и проследить гамма-всплески можно на большее расстояние, нежели квазары, как по причине более раннего формирования самого прародителя, так и из-за малой массы чёрной дыры квазара, а значит и меньшей его светимости на тот период времени.
Спектр гамма-всплеска — непрерывный, то есть не содержит спектральных линий. Это означает, что самые далёкие линии поглощения в спектре гамма-всплеска — это линии межзвёздной среды родительской галактики. Из анализа этих спектральных линий можно получить информацию о температуре межзвёздной среды, её металличности, степени ионизации и кинематике.
Гамма-всплески дают чуть ли не идеальный способ изучать межгалактическую среду до эпохи реионизации, так как их влияние на межгалактическую среду на 10 порядков меньше, нежели квазаров, из-за малого времени жизни источника.
Если послесвечение гамма-всплеска в радиодиапазоне достаточно сильное, то по линии 21 см можно судить о состоянии различных структур нейтрального водорода в межгалактической среде вблизи от галактики-прародителя гамма-всплеска.
Детальное изучение процессов формирования звёзд на ранних этапах развития Вселенной с помощью гамма-всплесков сильно зависит от выбранной модели природы явления, но если набрать достаточную статистику и построить распределения характеристик гамма-всплесков в зависимости от красного смещения, то, оставаясь в рамках довольно общих положений, можно оценить темп звёздообразования и функцию масс рождающихся звёзд[46].
Если принять предположение, что гамма-всплеск — это взрыв сверхновой звезды населения III, то можно изучать историю обогащения Вселенной тяжёлыми металлами.
Также гамма-всплеск может служить указателем на очень слабую карликовую галактику, которую трудно обнаружить при «массовом» наблюдении неба.
Серьезной проблемой для наблюдения гамма-всплесков в общем и применимости их для изучения Вселенной, в частности, является их спорадичность и краткость времени, когда послесвечение всплеска, по которому только и можно определить расстояние до него, можно наблюдать спектроскопически.
Изучение эволюции Вселенной и её крупномасштабной структуры
Изучение крупномасштабной структуры
Данные о крупномасштабной структуре 2df обзора
Первым способом изучения крупномасштабной структуры Вселенной, не потерявший своей актуальности, стал так называемый метод «звёздных подсчётов» или метод «звёздных черпков». Суть его в подсчёте количества объектов в различных направлениях. Применён Гершелем в конце XVIII века, когда о существовании далеких космических объектов только догадывались, и единственными объектами, доступными для наблюдений, были звёзды, отсюда и название. Сегодня, естественно, считают не звёзды, а внегалактические объекты (квазары, галактики), и помимо выделенного направления строят распределения по z.
Крупнейшими источниками данных о внегалактических объектах являются отдельные наблюдения конкретных объектов, обзоры типа SDSS, APM, 2df, а также компилятивные базы данных, такие как Ned и Hyperleda. Например, в обзоре 2df охват неба составлял ~ 5 %, среднее z — 0,11 (~ 500 Мпк), количество объектов — ~ 220 000.
Уже на представленном рисунке можно видеть, что галактики расположены в пространстве неоднородно на малых масштабах. После более детального рассмотрения обнаруживается, что пространственная структура распределения галактик — ячеистая: узкие стенки с шириной, определяемой величиной скоплений и сверхскоплений галактик, а внутри этих ячеек — пустоты, так называемые войды[38].
Доминирующим является мнение, что при переходе к масштабам сотен мегапарсек ячейки складываются и усредняются, распределение видимого вещества становится однородным[47][48]. Однако однозначность в этом вопросе пока не достигнута: применяя различные методики некоторые исследователи приходят к выводам об отсутствии однородности распределения галактик вплоть до самых больших исследованных масштабов[49][50]. Вместе с тем, неоднородности в распределении галактик не отменяют факта высокой однородности Вселенной в начальном состоянии, выводимого из высокой степени изотропии реликтового излучения.
Вместе с этим установлено, что распределения количества галактик по красному смещению имеет сложный характер. Зависимость для разных объектов различна. Однако для всех них характерно наличие нескольких локальных максимумов[51][52][53]. С чем это связано — пока не совсем понятно.
До последнего времени не было ясности в том, как эволюционирует крупномасштабная структура Вселенной. Однако работы последнего времени показывают, что первыми сформировались крупные галактики, и только потом уже мелкие (так называемый downsizing-эффект)[54][55].
Наблюдения звёздных скоплений
Популяция белых карликов в шаровом звёздном скоплении NGC 6397. Синие квадраты — гелиевые белые карлики, фиолетовые кружки — «нормальные» белые карлики с высоким содержанием углерода.
Главное свойство шаровых скоплений для наблюдательной космологии — много звёзд одного возраста в небольшом пространстве. Это значит, что если каким-то способом измерено расстояние до одного члена скопления, то различие в расстоянии до других членов скопления пренебрежимо мало.
Одновременное формирование всех звёзд скопления позволяет определить его возраст: опираясь на теорию звёздной эволюции, строятся изохроны на диаграмме «цвет — звёздная величина», то есть кривые равного возраста для звёзд различной массы. Сопоставляя их с наблюдаемым распределением звёзд в скоплении, можно определить его возраст.
Метод имеет ряд своих трудностей. Пытаясь их решить, разные команды, в разное время получали разные возраста для самых старых скоплений, от ~8 млрд лет[56], до ~ 25 млрд лет[57].
В галактиках шаровые скопления, входящие в старую сферическую подсистему галактик, содержат множество белых карликов — остатков проэволюционировавших красных гигантов относительно небольшой массы. Белые карлики лишены собственных источников термоядерной энергии и излучают исключительно за счёт излучения запасов тепла. Белые карлики имеют приблизительно одинаковую массу звёзд-предшественниц, а значит — и приблизительно одинаковую зависимость температуры от времени. Определив по спектру белого карлика его абсолютную звёздную величину на данный момент и зная зависимость время—светимость при остывании, можно определить возраст карлика[58]
Однако данный подход связан как с большими техническими трудностями, — белые карлики крайне слабые объекты, — необходимо крайне чувствительные инструменты, чтоб их наблюдать. Первым и пока единственным телескопом, на котором возможно решение данной задачи является космический телескоп им. Хаббла. Возраст самого старого скопления по данным группы, работавшей с ним: 12,7\pm0,7 млрд лет[58], однако, результат оспаривается. Оппоненты указывают, что не были учтены дополнительные источники ошибок, их оценка 12,4^{+1,8}_{-1,5} млрд лет[59].
Наблюдения непроэволюционировавших объектов
NGC 1705 — галактика типа BCDG
Объекты, фактически состоящие из первичного вещества, дожили до нашего времени благодаря крайне малому темпу их внутренней эволюции. Это позволяет изучать первичный химический состав элементов, а также, не сильно вдаваясь в подробности и основываясь на лабораторных законах ядерной физики, оценить возраст подобных объектов, что даст нижний предел на возраст Вселенной в целом.
К такому типу можно отнести: звёзды малой массы с низкой металличностью (так называемые G-карлики), низкометалличные области HII, а также карликовые неправильные галактики класса BCDG (Blue Compact Dwarf Galaxy).
Согласно современным представлениям, в ходе первичного нуклеосинтеза должен был образоваться литий. Особенность это элемента заключается в том, что ядерные реакции с его участием начинаются при не очень больших, по космическим масштабам, температурах. И в ходе звездной эволюции изначальный литий должен был быть практически полностью переработан. Остаться он мог только у массивных звезд населения типа II. Такие звёзды имеют спокойную, не конвективную атмосферу, благодаря чему литий остаётся на поверхности, не рискуя сгореть в более горячих внутренних слоях звезды.
В ходе измерений, обнаружилось, что у большинства таких звезд обильность лития составляет[60]:
A(Li)=12+\log(Li/H)=2.12.
Однако есть ряд звезд, в том числе и сверхнизкометалличные, у которых обильность значительность ниже. С чем это связано, до конца не ясно, предполагается, что это как-то связано с процессами в атмосфере[61].
У звезды CS31082-001, принадлежащей звёздному населению типа II, были обнаружены линии и измерены концентрации в атмосфере тория и урана. Эти два элемента имеют различный период полураспада, поэтому со временем их соотношение меняется, и если как-то оценить первоначальное соотношение обильностей, то можно определить возраст звезды. Оценить можно двояким способом: из теории r-процессов, подтверждённой как лабораторными измерениями, так и наблюдениями Солнца; или можно пересечь кривую изменения концентраций за счёт распада и кривую изменения содержания тория и урана в атмосферах молодых звёзд за счёт химической эволюции Галактики. Оба метода дали схожие результаты: 15,5±3,2[62] млрд лет получены первым способом, 14{,}5^{-2{,}8}_{+2{,}2}[63] млрд лет — вторым.
Слабо металличные BCDG-галактикам (всего их существует ~10) и зоны HII — источники информации по первичному обилию гелия. Для каждого объекта из его спектра определяется металличность (Z) и концентрация He (Y). Экстраполируя определённым образом диаграмму Y-Z до Z=0, получают оценку первичного гелия.
Итоговое значения Yp разнится от одной группы наблюдателей к другой и от одного периода наблюдений к другому. Так, одна, состоящая из авторитетнейших специалистов в этой области: Изотова и Тхуан (Thuan) получили значение Yp=0,245±0,004[64] по BCDG-галактикам, по HII — зонам на данный момент (2010) они остановились на значении Yp=0,2565±0,006[65]. Другая авторитетная группа во главе с Пеймберт (Peimbert) получали также различные значения Yp, от 0,228±0,007 до 0,251±0,006[66].
Теоретические модели
Основная статья: Космологические модели
Из всего множества наблюдательных данных для построения и подтверждения теорий ключевыми являются следующие:
Все наблюдения, связанные со шкалой расстояний. Именно их результаты дают значения постоянной Хаббла H, в законе носящим его имя:
cz=H_0 D,,
где z — красное смещение галактики, D — расстояние до неё, c — скорость света.
Возраст Вселенной, получаемый из закона расширения должен быть строго больше возраста самых старых объектов. (К примеру, из наблюдений звездных скоплений )
Измерения первоначального обилия элементов. (К примеру, из наблюдений BCDG-галактик и G-карликов ).
Данные реликтового фона.
Данные об эволюции крупномасштабных структур. (Помимо непосредственных наблюдений структуры, источники данных могут быть самые разнообразные от наблюдений отдельных объектов до реликтового фона).
Их интерпретация начинается с постулата, утверждающего, что каждый наблюдатель в один и тот же момент времени, независимо от места и направления наблюдения обнаруживает в среднем одну и ту же картину. То есть на больших масштабах Вселенная пространственно однородна и изотропна. Заметим, данное утверждение не запрещает неоднородности во времени, то есть существования выделенных последовательностей событий, доступных всем наблюдателям.
Сторонники теорий стационарной Вселенной иногда формулируют «совершенный космологический принцип», согласно которому свойствами однородности и изотропности должно обладать четырёхмерное пространство-время. Однако наблюдаемые во Вселенной эволюционные процессы, по всей видимости не согласуются с таким космологическим принципом.
В общем случае для построения моделей применяются следующие теории и разделы физики:
Равновесная статистическая физика, её основные понятия и принципы, а также теория релятивистского газа.
Теория гравитации, обычно это ОТО. Хотя её эффекты проверены только в масштабах Солнечной системы[67][68], и её использование в масштабе галактик и Вселенной в целом может быть подвергнуто сомнению.
Некоторые сведения из физики элементарных частиц: список основных частиц, их характеристики, типы взаимодействия, законы сохранения. Космологические модели были бы много проще, если бы протон не был стабильной частицей и распадался бы[69], чего современные эксперименты в физических лабораториях не подтверждают.
На данный момент, комплекс моделей, наилучшим образом объясняющий наблюдательные данные является:
Теория Большого Взрыва.
Описывает химический состав Вселенной. Теория стадии инфляции.
Объясняет причину расширения. Модель расширения Фридмана.
Описывает расширение. Иерархическая теория.
Описывает крупномасштабную структуру.
прим.: зелёный цвет означает абсолютно доминирующие теории; янтарный — признана многими, но широко обсуждаемая; алый — испытывающая большие проблемы в последнее время, но поддерживаемая многими теоретиками.
Модель расширяющейся Вселенной
Основная статья: Расширение Вселенной
Модель расширяющейся Вселенной описывает сам факт расширения. В общем случае не рассматривается, когда и почему Вселенная начала расширяться. В основе большинства моделей лежит ОТО и её геометрический взгляд на природу гравитации.
Если изотропно расширяющуюся среду рассматривать в системе координат, жестко связанной с материей, то расширение Вселенной формально сводится к изменению масштабного фактора всей координатной сетки, в узлах которой «посажены» галактики. Такую систему координат называют сопутствующей. Начало же отсчёта обычно прикрепляют к наблюдателю.
Единой точки зрения, является ли Вселенная действительно бесконечной или конечной в пространстве и объёме, не существует. Тем не менее, наблюдаемая Вселенная конечна, поскольку конечна скорость света и существовал Большой Взрыв.
Модель Фридмана
Основная статья: Вселенная Фридмана
Стадия Эволюция a(\eta) Параметр Хаббла
Инфляционная a\propto e^{Ht} H^2=\frac{8\pi}{3}\frac{\rho_{vac}}{M^2_{pl}}
Радиационное доминирование
p=ρ/3 a\propto t^{\frac{1}{2}} H=\frac{1}{2t}
Пылевая стадия
p=const a\propto t^{\frac{2}{3}} H=\frac{2}{3t}
\Lambda-доминирование a\propto e^{Ht} H^2=\frac{8\pi}{3}G\rho_{\Lambda}
В рамках ОТО вся динамика Вселенной может быть сведена к простым дифференциальным уравнениям для масштабного фактора a(t).[70]
В однородном, изотропном четырехмерном пространстве с постоянной кривизной, расстояние между двумя бесконечно приближенными точками можно записать следующим образом:
ds^2 = cdt - a^2(t) \left(dr^2-k\frac{(rdr)^2}{1-kr^2}\right)
k — кривизна пространства (принимает значения −1 0 1), а r - радиус вектор.
Если же выражение для метрики подставить в уравнения ОТО, то получим следующую систему уравнений:
Уравнение энергии
\left(\frac{\dot a}{a}\right)^2=\frac{8\pi G\rho}{3}-\left(\frac{kc^2}{a^2}\right)+\frac{\Lambda c^2}{3}
Уравнение движения
\frac{\ddot a}{a}=-\frac{4\pi G}{3}\left(\rho +\frac{3P}{c^2}\right) + \frac{\Lambda c^2}{3}
Уравнение неразрывности
\frac{d\rho}{dt} =-3H\left(\rho +\frac{P}{c^2}\right)
где Λ — космологическая постоянная, ρ — средняя плотность Вселенной, P — давление, с — скорость света.
Приведенная система уравнений допускает множество решений, в зависимости от выбранных параметров. На самом деле значение параметров фиксированы только на текущий момент и с течением времени эволюционируют, поэтому эволюцию расширения описывает совокупность решений.[70]
Объяснение закона Хаббла
Допустим есть источник, расположенный в сопутствующей системе на расстоянии r1 от наблюдателя. Приемная аппаратура наблюдателя регистрирует фазу приходящей волны. Рассмотрим два интервала между точками с одной и тойже фазой[70]:
\frac{\delta t_1}{\delta t_0} =\frac{\nu_0}{\nu_1} \equiv 1+z
С другой стороны для световой волны в принятой метрике выполняется равенство:
dt = \pm a(t)\frac{dr}{\sqrt{1-kr^2}}
Если это уравнение проинтегрировать и вспомнить, что в сопутствующих координатах r не зависит от времени, то при условии малости длины волны относительно радиуса кривизны Вселенной получим соотношение:
\frac{\delta t_1}{a(t_1)} =\frac{\delta t_0}{a(t_0)}
Если теперь его подставить в первоначальное соотношение:
1+z = \frac{a(t_0)}{a(t_1)}
После разложения правой части в ряд Тейлора с учетом члена первого порядка малости получим соотношение в точности совпадающее с законом Хаббла. Где постоянная H принимает вид:
H=\frac{\dot a (t)}{a(t)}
ΛCDM
Основная статья: Модель Лямбда-CDM
Космологические параметры по данным WMAP и Planck
WMAP[6] Planck[71]
Возраст Вселенной t0 млрд.лет 13.75±0.13 13.81±0.06
H0 км/с/МПк 71.0±2.5 67.4±1.4
Плотность барионной материи Ωbh2 0.0226±0.0006 0.0221 ± 0.0003
Плотность темной материи Ωсh2 0.111 ± 0.006 0.120 ± 0.003
Общая плотность Ωt 1.08+0.09-0.07 1.0 ±0.02
Плотность барионной материи Ωb 0.045±0.003
Плотность темной энергии ΩΛ 0.73±0.03 0.69±0.02
Плотность темной материи Ωc 0.22±0.03
Как уже говорилось, уравнения Фридмана допускают множество решений, в зависимости от параметров. И современная модель ΛCDM - это модель Фридмана с общепринятыми параметрами. Обычно в работе наблюдателей они приводятся в понятиях, связанных с критической плотностью[70]:
\rho_{cr} = \frac{3H_0^2}{8\pi G}
Если выразить левую часть из закона Хаббла, то после приведения получим следующий вид:
1 = \Omega_m +\Omega_k +\Omega_{\Lambda} ,
где Ωm=ρ/ρcr , Ωk = -(kc2)/(a2H2) , ΩΛ=(8πGΛc2)/ρcr. Из этой записи видно, что если Ωm+ΩΛ= 1 , т.е суммарная плотность материи и темной энергии равна критической, то k = 0, т.е. пространство плоское, если больше, то k = 1, если меньше k= -1
В современной общепринятой модели расширения космологическая постоянная положительна и существенно отлична от нуля, то есть на больших масштабах возникают силы антигравитации. Природа таких сил неизвестна, теоретически подобный эффект можно было бы объяснить действием физического вакуума, однако ожидаемая плотность энергии оказывается на много порядков больше, чем энергия, соответствующая наблюдаемому значению космологической постоянной — проблема космологической постоянной[70].
Остальные варианты на данный момент представляют только теоретический интерес, однако это может измениться при появлении новых экспериментальных данных. Современная история космологии уже знает подобные примеры: модели с нулевой космологической постоянной безоговорочно доминировали (помимо короткого всплеска интереса к другим моделям в 1960-е гг.) с момента открытия Хабблом космологического красного смещения и до 1998 года, когда данные по сверхновым типа Ia убедительно опровергли их[комм. 2].
Дальнейшая эволюция расширения
Дальнейший ход расширения в общем случае зависит от значений космологической постоянной Λ, кривизны пространства k и уравнения состояния P(ρ). Однако качественно эволюцию расширения можно оценить, опираясь на достаточно общие предположения.[70]
Λ < 0
Если значение космологической постоянной отрицательно, то действуют только силы притяжения и более никаких. Правая часть уравнения энергии будет неотрицательной только при конечных значениях R. Это означает, что при некотором значении Rc Вселенная начнет сжиматься при любом значении k и вне зависимости от вида уравнения состояния[72].
Λ = 0
В случае, если космологическая постоянная равна нулю, то эволюция при заданном значении H0 целиком и полностью зависит от начальной плотности вещества[70]:
\left(\frac{da}{dt}\right)^2=G\frac{8\pi\rho_0 a_0^3}{3a} -a_0^2H_0\left(\rho_0 - \frac{3H_0^2}{8\pi G}\right).
Если \rho_0 =\rho_{cr} , то расширение продолжается бесконечно долго, в пределе с асимптотически стремящейся к нулю скоростью. Если плотность больше критической, то расширение Вселенной тормозится и сменяется сжатием. Если меньше, то расширение идёт неограниченно долго с ненулевым пределом H.
Λ > 0
Если Λ>0 и k≤0, то Вселенная монотонно расширяется, но в отличие от случая с Λ=0 при больших значениях R скорость расширения растёт[72]:
R\propto exp[(\Lambda/3)^{1/2}t].
При k=1 выделенным значением является \Lambda_c=4\pi G\rho. В этом случае существует такое значение R, при котором R'=0 и R''=0, то есть Вселенная статична.
При Λ>Λc скорость расширения убывает до какого-то момента, а потом начинает неограниченно возрастать. Если Λ незначительно превышает Λc, то на протяжении некоторого времени скорость расширения остаётся практически неизменной.
В случае Λ<Λc всё зависит от начального значения R, с которого началось расширения. В зависимости от этого значения Вселенная либо будет расширяться до какого-то размера, а потом сожмется, либо будет неограниченно расширяться.
Теория Большого взрыва (модель горячей Вселенной)
Основная статья: Большой взрыв
Теория Большого взрыва — теория первичного нуклеосинтеза. Отвечает на вопрос — каким образом образовались химические элементы и почему распространенность их именно такая, какая сейчас наблюдается. Зиждется на экстраполяции законов ядерной и квантовой физики, в предположении, что при движении в прошлое, средняя энергия частиц (температура) возрастает[73].
Граница применимости — область высоких энергий, выше которых перестают работать изученные законы. При этом вещества как такового уже и нет, а есть практически чистая энергия. Если экстраполировать закон Хаббла на тот момент, то окажется, что видимая область Вселенный разместилась в небольшом объёме. Малый объём и большая энергия — характерное состояние вещества после взрыва, отсюда и название теории — теория Большого Взрыва. При этом остается за рамками ответ на вопрос: «Что вызвало это взрыв и какова его природа?».
Также теория Большого взрыва предсказала и объяснила происхождение реликтового излучения — это наследие того момента, когда ещё всё вещество было ионизованным и не могло сопротивляться давлению света. Иными словами, реликтовый фон — это остаток «фотосферы Вселенной».
Энтропия Вселенной
Основная статья: Энтропия Вселенной
Главным аргументом, подтверждающий теорию горячей Вселенной, является значение её удельной энтропии. Она с точностью до численного коэффициента равна отношению концентрации равновесных фотонов nγ к концентрации барионов nb.
Выразим nb через критическую плотность и долю барионов[70]:
n_b=\frac{\rho_cr}{m_p}=1{,}124\cdot 10^{-5}\Omega_b h^2_{100},
где h100 — современное значение Хаббла, выраженное в единицах 100 км/(c Мпк), и, учитывая, что для реликтового излучения с T=2,73 К
n_\gamma\approx 420(1+z)^3 см−3,
получаем:
\eta\simeq n_b/n_{\gamma}\approx 2{,}7\cdot 10^{-8}\Omega_b h_{100}^2\sim 10^{-9}.
Обратная величина и есть значение удельной энтропии.
Первые три минуты. Первичный нуклеосинтез
Основные ядерные реакции на этапе первичного нуклеосинтеза.
Предположительно, с начала рождения (или по крайне мере с конца инфляционной стадии) и в течение времени, пока температура остаётся не ниже 1016 ГэВ (10−10с), присутствуют все известные элементарные частицы, причем все они не имеют массы. Этот период называется периодом Великого объединения, когда электрослабое и сильное взаимодействия едины[74] .
На данный момент невозможно сказать, какие же именно частицы присутствуют в тот момент, но кое-что всё же известно. Величина η — не только показатель удельной энтропии, но и характеризует избыток частиц над античастицами[75]:
\frac{n_p-n_{\bar p}}{n_p}=10^{-9}.
В момент, когда температура опускается ниже 1015 ГэВ, вероятно, выделяются X- и Y-бозоны с соответствующими массами.
Эпоху Великого объединения сменяет эпоха электрослабого объединения, когда электромагнитное и слабое взаимодействия представляют единое целое. В эту эпоху идет аннигиляция X- и Y-бозонов. В момент, когда температура понижается до 100 ГэВ, эпоха электрослабого объединения заканчивается, образуются кварки, лептоны и промежуточные бозоны.
Настаёт адронная эра, эра активного рождения и аннигиляции адронов и лептонов. В эту эпоху примечателен момент кварк-адронного перехода или момент конфайнмента кварков, когда стало возможным слияние кварков в адроны. В этот момент температура равна 300—1000 МэВ, а время от рождения Вселенной составляет 10−6 с.
Эпохе адронной эры наследует лептонная эра — в момент, когда температура падает до уровня 100 МэВ, а на часах 10−4 с. В эту эпоху состав Вселенной начинает походить на современный; основные частицы — это фотоны, помимо них есть только электроны и нейтрино со своими античастицами, а также протоны и нейтроны. В этот период происходит одно важное событие: вещество становится прозрачным для нейтрино. Возникает что-то наподобие реликтового фона, но для нейтрино. Но так как отделение нейтрино произошло раньше отделения фотонов, когда некоторые виды частиц ещё не проаннигилировали, отдав свою энергию остальным, то и остыли они больше. К настоящему времени нейтринный газ должен был остыть до 1,9 К, если нейтрино не имеют массы (или их массы пренебрежимо малы).
При температуре Т≈0,7 МэВ термодинамическое равновесие между протонами и нейтронами, существовавшее до этого, нарушается и отношение концентрации нейтронов и протонов застывает на значении 0,19. Начинается синтез ядер дейтерия, гелия, лития. Спустя ~200 секунд после рождения Вселенной температура падает до значений, при которых нуклеосинтез более невозможен, и химический состав вещества остаётся неизменным до момента рождения первых звёзд[74].
Проблемы теории Большого взрыва
Несмотря на значительные успехи, теория горячей Вселенной сталкивается с рядом трудностей. Если бы Большой взрыв вызвал расширение Вселенной, то в общем случае могло бы возникнуть сильное неоднородное распределение вещества, чего не наблюдается. Теория Большого Взрыва также не объясняет расширение Вселенной, она принимает его как факт[76].
Теория также предполагает, что соотношение числа частиц и античастиц на первоначальной стадии было таким, что дало в результате современное преобладание материи над антиматерией. Можно предположить, что вначале Вселенная была симметрична — материи и антиматерии было одинаковое количество, но тогда чтобы объяснить барионную асимметрию необходим некоторый механизм бариогенеза, который должен приводить к возможности распада протона, чего также не наблюдается[69].
Различные теории Великого объединения предполагают рождение в ранней Вселенной большого числа магнитных монополей, до сего момента также не обнаруженных[77].
Инфляционная модель
Основная статья: Инфляционная модель Вселенной
Задача теории инфляции — дать ответы на вопросы, которые оставили после себя теория расширения и теория Большого взрыва: «Почему Вселенная расширяется? И что представляет из себя Большой Взрыв?..» Для этого расширение экстраполируется на нулевой момент времени и вся масса Вселенной оказывается в одной точке, образуя космологическую сингулярность, часто её и называют Большим Взрывом. По всей видимости, общая теория относительности на тот момент уже неприменима, что приводит к многочисленным, но пока, увы, только чисто умозрительным попыткам разработать более общую теорию (или даже «новую физику»), решающую эту проблему космологической сингулярности
Основная идея инфляционной стадии — если вести скалярное поле, называемое инфлантоном, воздействие которого велико на начальных стадиях (начиная, примерно с 10−42с), но быстро убывает со временем, то можно объяснить плоскую геометрию пространства, хаббловское расширение же становится движением по инерции благодаря большой кинетической энергии, накопленной в ходе инфляции, а происхождение из малой изначально причинно-связанной области объясняет однородность и изотропность Вселенной[78].
Однако способов задать инфлатон — великое множество, что в свою очередь порождает целое множество моделей. Но большинство основывается на предположении о медленном скатывании: потенциал инфлантона медленно уменьшается до значения, равного нулю. Конкретный же вид потенциала и способ задания начальных значений зависит от выбранной теории.
Теории инфляции также делятся на бесконечные и конечные во времени. В теории с бесконечной инфляцией существуют области пространства — домены — которые начали расширяться, но из-за квантовых флуктуаций вернулись в первоначальное состояние, в котором возникают условия для повторной инфляции. К таким теориям относится любая теория с бесконечным потенциалом и хаотическая теория инфляции Линде[78].
К теориям с конечным временем инфляции относится гибридная модель. В ней существует два вида поля: первое ответственно за большие энергии (а значит за скорость расширения), а второе за малые, определяющие момент завершения инфляции. В таком случае квантовые флуктуации могут повлиять только на первое поле, но не на второе, а значит и сам процесс инфляции конечен.
К нерешенным проблемам инфляции можно отнести скачки температуры в очень большом диапазоне, в какой-то момент она падает почти до абсолютного нуля. В конце инфляции происходит повторный нагрев вещества до высоких температур. На роль возможного объяснения столь странного поведения предлагается «параметрический резонанс»[79].
Мультивселенная
Основная статья: Мультивселенная
«Мультивселенная», «Большая Вселенная», «Мультиверс», «Гипервселенная», «Сверхвселенная», «Мультиленная», «Омниверс» — различные переводы английского термина multiverse. Появился он в ходе развития теории инфляции[80].<
|
|
|
|
|
|
sdf
|
23.02.2014 в 17:36
|
|
Написал(а): Игорь
|
нейтральный
|
Amending our Terms of Use:
Please comment on a proposed amendment regarding undisclosed paid editing.
[ Помогите с переводом! ] close
Вселенная
Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Крупномасштабная структура Вселенной, как она выглядит в инфракрасных лучах с длиной волны 2,2 мкм — 1 600 000 галактик, зарегистрированных в Extended Source Catalog как результате Two Micron All-Sky Survey. Яркость галактик показана цветом от синего (самые яркие) до красного (самые тусклые). Тёмная полоса по диагонали и краям картины — расположение Млечного пути, пыль которого мешает наблюдениям
Космология
Ilc 9yr moll4096.png
Изучаемые объекты и процессы
Вселенная
История Вселенной
Наблюдаемая Вселенная
Возраст Вселенной
Крупномасштабная структура Вселенной
Формирование структуры
Реликтовое излучение
Тёмная энергия
Скрытая масса
Наблюдаемые процессы
Космологическое красное смещение
Расширение Вселенной
Формирование галактик
Закон Хаббла
Нуклеосинтез
Теоретические изыскания
Космологические модели
Космическая инфляция
Большой взрыв
Хронология Большого взрыва
Вселенная Фридмана
Сопутствующее расстояние
Модель Лямбда-CDM
Космология чёрной дыры
Космологический принцип
Космологическое уравнение состояния
Критическая плотность
Хронология космологии
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. Если автор различает эти сущности, то следуя традиции, первую называют Вселенной, а вторую — астрономической Вселенной, или Метагалактикой (в последнее время этот термин практически вышел из употребления). Вселенная является предметом исследования космологии.
В историческом плане для обозначения «всего пространства» использовались различные слова, включая эквиваленты и варианты из различных языков, такие как «небесная сфера», «космос», «мир». Использовался также термин «макрокосмос», хотя он предназначен для определения систем большого масштаба, включая их подсистемы и части. Аналогично, слово «микрокосмос» используется для обозначения систем малого масштаба.
Любое исследование, любое наблюдение, будь то наблюдение физика за тем, как раскалывается ядро атома, ребёнка за кошкой или астронома, ведущего наблюдения за далёкой-далёкой галактикой, — всё это наблюдение за Вселенной, вернее, за отдельными её частями. Эти части служат предметом изучения отдельных наук, а Вселенной в максимально больших масштабах, и даже Вселенной как единым целым занимаются астрономия и космология; при этом под Вселенной понимается или область мира, охваченная наблюдениями и космическими экспериментами, или объект космологических экстраполяций — физическая Вселенная как целое[1].
Предметом статьи являются знания о наблюдаемой Вселенной как о едином целом: наблюдения, их теоретическая интерпретация и история становления.
Среди однозначно интерпретируемых фактов относительно свойств Вселенной приведём здесь следующие:
Самый распространенный элемент — водород. Расширение Вселенной с хорошей точностью линейно до z ~ 0,1. Реликтовый фон флуктуирует на масштабах четвёртого порядка малости.
Температура реликтового фона зависит от z. Наличие Lα-леса в спектрах далеких объектов (квазаров) с z > 6. Наличие сильной неоднородности в распределении галактик на масштабах < 100 Мпк.
В основу теоретических объяснений и описаний этих явлений положен космологический принцип, суть которого в том, что наблюдатели, независимо от места и направления наблюдения, в среднем обнаруживают одну и туже картину. Сами теории стремятся объяснить и описать происхождение химических элементов, ход развития и причину расширения, возникновение крупномасштабной структуры.
Первый значительный толчок в сторону современных представлений о Вселенной совершил Коперник. Второй по величине вклад внесли Кеплер и Ньютон. Но поистине революционные изменения в наших представлениях о Вселенной происходят лишь в XX веке.
Содержание [убрать]
1 Этимология
2 Облик Вселенной
3 Наблюдения
3.1 Шкала расстояний и космологическое красное смещение
3.1.1 Метод тригонометрического параллакса
3.1.2 Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры
3.1.3 Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia
3.1.4 Метод определения расстояния по гравитационным линзам
3.1.5 Метод определения расстояния по красным гигантам
3.1.6 Проблемы и современные дискуссии
3.2 Изучение реликтового фона
3.2.1 Эффект Сюняева — Зельдовича
3.2.2 Поляризация
3.2.3 Флуктуации реликтового фона
3.3 Наблюдение далеких объектов
3.3.1 Лайман-альфа лес
3.3.2 Гравитационно-линзированные объекты
3.3.3 Наблюдения квазаров
3.3.4 Наблюдения гамма-всплесков
3.4 Изучение эволюции Вселенной и её крупномасштабной структуры
3.4.1 Изучение крупномасштабной структуры
3.4.2 Наблюдения звёздных скоплений
3.4.3 Наблюдения непроэволюционировавших объектов
4 Теоретические модели
4.1 Модель расширяющейся Вселенной
4.1.1 Модель Фридмана
4.1.2 Объяснение закона Хаббла
4.1.3 ΛCDM
4.1.4 Дальнейшая эволюция расширения
4.2 Теория Большого взрыва (модель горячей Вселенной)
4.2.1 Энтропия Вселенной
4.2.1.1 Первые три минуты. Первичный нуклеосинтез
4.2.2 Проблемы теории Большого взрыва
4.3 Инфляционная модель
4.3.1 Мультивселенная
4.3.2 Альтернативы теории инфляции
4.4 Теория эволюции крупномасштабных структур
4.4.1 Общие положения
4.4.2 Эпоха до рекомбинации
4.4.3 После рекомбинации
4.4.4 Стадия доминирования тёмной энергии
4.4.5 Проблемы теории
4.5 Проблемы современных моделей
5 История открытия Вселенной
5.1 Древняя космография и ранняя астрономия
5.1.1 Цивилизации Азии и Средиземноморья
5.1.1.1 Месопотамия
5.1.1.2 Древний Египет
5.1.1.3 Древняя Греция
5.1.2 Цивилизации Северной и Южной Америк
5.1.2.1 Месоамерика
5.2 Средневековье
5.2.1 Европа
5.2.2 Исламский мир
5.2.3 Русь
5.3 Эпоха Возрождения (XV—XVI вв)
5.3.1 Раннее Возрождение (XV в)
5.3.2 Гелиоцентрическая система (вторая половина XVI в)
5.3.3 Позднее Возрождение (вторая половина XVI в)
5.4 Научная революция (XVII в)
5.5 XVIII—XIX вв.
5.6 XX век
6 См. также
7 Примечания
Этимология
В русском языке слово «Вселенная» является заимствованием из старославянского «въсєленаꙗ»[2], что является калькой древнегреческого слова «ойкумена»[3] (др.-греч. οἰκουμένη), от глагола οἰκέω «населяю, обитаю» и в первом значении имело смысл лишь обитаемой части мира. Поэтому русское слово «Вселенная» родственно существительному «вселение» и лишь созвучно определительному местоимению «всё». Самое общее определение для «Вселенной» среди древнегреческих философов, начиная с пифагорейцев, было τὸ πᾶν (Всё), включавшее в себя как всю материю (τὸ ὅλον), так и весь космос (τὸ κενόν)[4].
Облик Вселенной
Химический состав[5] Средняя температура реликтового излучения Плотность материи во вселенной[6] Уравнение состояния[6]
H — 75 %
He — 23 %
O — 1 %
C — 0,5 % 2,725 К 10−29г/см3. Из них:
Темная энергия — 74 %
Темная материя — 22 %
Барионное вещество — 4 % -1.1±0.4
Представляя Вселенную как весь окружающий мир, мы сразу делаем её уникальной и единственной. И вместе с этим лишаем себя возможности описать её в терминах классической механики: из-за своей уникальности Вселенная ни с чем не может взаимодействовать, она — система систем, и поэтому в её отношении теряют свой смысл такие понятия, как масса, форма, размер. Вместо этого приходится прибегать к языку термодинамики, употребляя такие понятия как плотность, давление, температура, химический состав.
Расширение Вселенной
Однако Вселенная мало похожа на обычный газ. Уже на самых крупных масштабах мы сталкиваемся с расширением Вселенной и реликтовым фоном. Природа первого явления — гравитационное взаимодействие всех существующих объектов. Именно его развитием определяется будущее Вселенной.
Второе же явление это наследство ранних эпох, когда свет горячего Большого взрыва практически перестал взаимодействовать с материей, отделился от неё. Сейчас из-за расширения Вселенной из видимого диапазона большинство излучённых тогда фотонов перешли в микроволновой радиодиапазон.
Иерархия масштабов во Вселенной
При переходе к масштабам меньше 100 Мпк обнаруживается чёткая ячеистая структура. Внутри ячеек пустота — войды. А стенки образованы из сверхскоплений галактик. Эти сверскопления — верхний уровень целой иерархии, затем идут скопления галактик, потом локальные группы галактик, а самый нижний уровень (масштаб 5—200 кпк) — это огромное многообразие самых различных объектов. Конечно, все они — галактики, но все они различны: это и линзовидные, неправильные, эллиптические, спиральные, с полярным кольцами, с активными ядрами и т. д.
Из них отдельно стоит упомянуть квазары, отличающихся очень высокой светимостью и настолько малым угловым размером, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от «точечных источников» — звёзд. Болометрическая светимость квазаров может достигать 1046 — 1047 эрг/с[7].
Переходя к составу галактики мы обнаруживаем: темную материю, космические лучи, межзвездный газ, шаровые скопления, рассеянные скопления, двойные звезды, звездные системы больше кратности, сверхмассивные черные дыры и черные дыры звездной массы, и, наконец, одиночные звезды разного населения.
Их индивидуальная эволюция и взаимодействие друг с другом порождает множество явлений. Так предполагается, что источником энергии у упомянутых уже квазаров служит аккреция межзвездного газа на сверхмассивную центральную чёрную дыру.
Отдельно стоит упомянуть и о гамма-всплесках — это внезапные кратковременные локализуемые повышения интенсивности космического гамма-излучения с энергией в десятки и сотни кэВ[8]. Из оценок расстояний до гамма-всплесков можно сделать вывод, что излучаемая ими энергия в гамма-диапазоне достигает 1050 эрг. Для сравнения, светимость всей галактики в этом же диапазоне составляет «всего» 1038 эрг/c. Такие яркие вспышки видны из самых далеких уголков Вселенной, так у GRB 090423 красное смещение z = 8,2.
Сложнейшим комплексом, включающим в себя множество процессов, является эволюция галактики[9]:
Process in)galaxy.png
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. Процессы, масштабы которых сравнимы или больше размера галактики (на диаграмме это все остальные, не вошедшие в центральную область), меняют морфологическую структуру, темп звездообразования, а значит, и скорость химической эволюции, спектр галактики и так далее.
Наблюдения
Основная статья: Астрономия
Описанное выше многообразие порождает целый спектр задач наблюдательного характера. В одну группу можно включить изучение отдельных феноменов и объектов, а это:
Феномен расширения. А для этого нужно измерять расстояния и красные смещения и как можно более далеких объектов. При ближайшем рассмотрении это выливается в целый комплекс задач, называемый шкалой расстояний.
Реликтовый фон.
Отдельные удаленные объекты, как квазары и гамма-всплески.
Далёкие и старые объекты излучают мало света и необходимы гигантские телескопы, такие как обсерватория Кека, VLT, БТА, «Хаббл» и строящиеся E-ELT и «Джеймс Уэбб». Кроме того, для выполнения первой задачи необходимы и специализированные средства — такие, как Hipparcos и разрабатывающаяся Gaia.
Как было сказано, излучение реликтового лежит в микроволновом диапазоне длин волн, следовательно для его изучения необходимы радионаблюдения и, желательно, космическими телескопами, такими как WMAP и «Планк».
Уникальные особенности гамма-всплесков требуют не только гамма-лабораторий на орбите, наподобие SWIFT, но и необычных телескопов — робот-телескопов — чье поле зрения больше, чем у вышеупомянутых инструментов SDSS, и способных наблюдать в автоматическом режиме. Примерами таких систем может служить телескопы российской сети «Мастер» и российско-итальянский проект Tortora.
Предыдущие задачи — это работа по отдельным объектам. Совсем иной подход требуется для:
Изучения крупномасштабной структуры Вселенной.
Изучение эволюцию галактик и процессов её составляющие. Таким образом нужны наблюдения как можно более старых объектов и как можно в большем числе.
С одной стороны необходимы массовые, обзорные наблюдения. Это вынуждает использовать телескопы с широким полем, например, такие, как в проекте SDSS. С другой стороны требуется детализация, на порядки превышающая надобности большинства задач предыдущей группы. А это возможно только с помощью РСДБ-наблюдений, с базой в диаметр Земли, или ещё больше как эксперименте «Радиоастрон».
Отдельно стоит выделить поиск реликтовых нейтрино. Для её решения необходимо задействовать специальные телескопы — нейтринные телескопы и нейтринные детекторы, — такие как Баксанский нейтринный телескоп, Байкальский подводный, IceCube, KATRIN.
Одно изучение гамма-всплесков, да реликтового фона свидетельствует о том, что только оптическим участком спектра тут не обойтись. Однако атмосфера Земли имеет всего два окна прозрачности: в радио- и оптическом диапазоне, и поэтому без космических обсерваторий не обойтись. Из ныне действующих в пример тут приведем Chandra, Integral, XMM-Newton, Гершель. В разработке находятся «Спектр-УФ», IXO, «Спектр-РГ», Astrosat и многие другие.
Шкала расстояний и космологическое красное смещение
Основная статья: Шкала расстояний в астрономии
Измерение расстояния в астрономии - многоступенчатый процесс. И основная сложность заключается в том, что наилучшие точности у разных методах достигаются на разных масштабах. Поэтому для измерений всё более и более далеких объектов используется всё более и более длинная цепочка методов, каждый из которых опирается на результаты предыдущего.
В основании всех эти цепочек лежит метод тригонометрического параллакса - базовый, единственный, где расстояние измеряется геометрически, с минимальным привлечением допущений и эмпирических закономерностей. Прочие методы, в большинстве своем, для измерения расстояния используют стандартную свечу - источник с известной светимостью. И расстояние до него можно вычислить[10]:
D^2=\frac{L}{4\pi F}
где D - искомое расстояние, L — светимость, а F - измеренный световой поток.
Метод тригонометрического параллакса
Схема возникновения годичного параллакса
Параллакс — это угол, возникающий благодаря проекции источника на небесную сферу. Различают два вида параллакса: годичный и групповой[11].
Годичный параллакс — угол, под которым был бы виден средний радиус земной орбиты из центра масс звезды. Из-за движения Земли по орбите видимое положение любой звезды на небесной сфере постоянно сдвигается — звезда описывает эллипс, большая полуось которого оказывается равной годичному параллаксу. По известному параллаксу из законов евклидовой геометрии расстояние от центра земной орбиты до звезды можно найти как[11]:
D=\frac{2R}{2 \sin \alpha/2}\approx \frac{2R}{\alpha} ,
где D - искомое расстояние, R - радиус земной орбиты, а приближённое равенство записано для малого угла (в радианах). Данная формула хорошо демонстрирует основную трудность этого метода: с увеличением расстояния значение параллакса убывает по гиперболе, и поэтому измерение расстояний до далеких звезд сопряжено со значительными техническими трудностями.
Суть группового параллакса состоит в следующем: если некое звёздное скопление имеет заметную скорость относительно Земли, то по законам проекции видимые направления движения его членов будут сходиться в одной точке, называемой радиантом скопления. Положение радианта определяется из собственных движений звёзд и смещения их спектральных линий, возникшего из-за эффекта Доплера. Тогда расстояние до скопления находится из следующего соотношения[12]:
D=\frac{V_r \mathrm{tg}(\lambda)}{4.738\mu},
где μ и 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. Только Гиады имеют заметный групповой параллакс, но до запуска спутника Hipparcos только таким способом можно откалибровать шкалу расстояний для старых объектов[11].
Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры
На цефеидах и звёздах типа RR Лиры единая шкала расстояний расходится на две ветви — шкалу расстояний для молодых объектов и для старых[11]. Цефеиды расположены, в основном, в областях недавнего звёздообразования, и поэтому являются молодыми объектами. Переменные типа RR Лиры тяготеют к старым системам, например, особенно их много в шаровых звёздных скоплениях в гало нашей Галактики.
Оба типа звёзд являются переменными, но если цефеиды — недавно образовавшиеся объекты, то звёзды типа RR Лиры сошли с главной последовательности — гиганты спектральных классов A—F, расположенные, в основном, на горизонтальной ветви диаграммы «цвет-величина» для шаровых скоплений. Однако, способы их использования как стандартных свеч различны:
Для цефеид существует хорошая зависимость «период пульсации — абсолютная звёздная величина». Скорее всего, это связано с тем, что массы цефеид различны.
Для звёзд RR Лиры средняя абсолютная звёздная величина примерно одинакова и составляет M_{RR}\approx0.78^m[11].
Определение данным методом расстояний сопряжено с рядом трудностей:
Необходимо выделить отдельные звёзды. 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.
Кроме того, для цефеид остаётся серьёзной проблемой точное определение нуль-пункта зависимости «период пульсации — светимость». На протяжении XX века его значение постоянно менялось, а значит, менялась и оценка расстояния, получаемая подобным способом. Светимость звезд типа RR Лиры, хотя и почти постоянна, но всё же зависит от концентрации тяжелых элементов.
Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia
Кривые блеска различных сверхновых.
Вспышка сверхновой - колоссальный взрывной процесс, происходящий по всему телу звезды,при этом выделившейся энергии лежит в диапазоне от 1050 — 1051 эрг[13]. А также сверхновые типа Ia имеют одинаковую светимость в максимуме блеска. Вместе это позволяет измерять расстояния до очень далеких галактик.
Именно благодаря им в 1998 году две группы наблюдателей открыли ускорение расширения Вселенной[14]. На сегодняшний день факт ускорения почти не вызывает сомнений, однако, по сверхновым невозможно однозначно определить его величину: всё ещё крайне велики ошибки для больших z[10][15].
Обычно, помимо общих для всех фотометрических методов, к недостаткам и открытым проблемам относят[16]:
Проблема К-поправки. Суть этой проблемы состоит в том, что измеряется не боллометрическая интенсивность (интегрированная по всему спектру), а в определенном спектральном диапазоне приемника. Это значит, что для источников, имеющие разные красные смещения, измеряется интенсивность в разных спектральных диапазонах. Для учета этого различия вводится особая поправка, называемая К-поправка.
Форма кривой зависимости расстояния от красного смещения измеряется разнымиобсерваториями на разных инструментах, что порождает проблемы с калибровками потоков и т.п.
Раньше считалось, что все сверхновые Ia - это взрывающиеся белые карлики в тесной двойной системе, где второй компонент это красный гигант. Однако появились свидетельства, что по крайне мере часть из них могут возникать в ходе слияния двух белых карликов, а значит этот подкласс уже не походит для использования в качестве стандартной свечи.
Зависимость светимости сверхновой от химического состава звезды-предшественницы.
Метод определения расстояния по гравитационным линзам
Геометрия гравитационного линзирования
Проходя около массивного тела, луч света отклоняется. Таким образом, массивное тело способно собирать параллельный пучок света в некотором фокусе, строя изображение, причём их может быть несколько. Это явление называется гравитационным линзированием. Если линзируемый объект — переменный, и наблюдается несколько его изображений, это открывает возможность измерения расстояний, так как между изображениями будут различные временны́е задержки из-за распространения лучей в разных частях гравитационного поля линзы (эффект аналогичен эффекту Шапиро в Солнечной системе).[17]
Если в качестве характерного масштаба для координат изображения ξ и источника η (см. рисунок) в соответствующих плоскостях взять ξ0=Dl и η0=ξ0Ds/Dl (где D — угловое расстояние), тогда можно записывать временно́е запаздывание между изображениями номер i и j следующим образом[17]:
\Delta t=\frac{1}{c}\frac{D_sD_l}{D_{ls}}(1+z_l)\left|\frac{1}{2}((x_j-y)^2-(x_i-y)^2) + \psi(x_i, y)-\psi(x_j, y)\right|
где x=ξ/ξ0 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. Считается, что в большинстве случаев реальный потенциал линзы хорошо аппроксимируется моделью, в которой вещество распределено радиально симметрично, а потенциал превращается в бесконечность. Тогда время задержки определяется по формуле:
\Delta t=\frac{1}{c}\frac{D_sD_l}{D_{ls}}(1+z_l)\left|x_i-x_j\right|.
Однако, на практике чувствительность метода к виду потенциала гало галактики существенна. Так, измеренное значение H0 по галактике SBS 1520+530 в зависимости от модели колеблется от 46 до 72 км/(с Мпк)[18].
Метод определения расстояния по красным гигантам
Ярчайшие красные гиганты имеют одинаковую абсолютную звёздную величину −3.0m±0.2m[19], а значит, подходят на роль стандартных свеч. Наблюдательно первым этот эффект обнаружил Сендидж в 1971 году. Предполагается, что эти звёзды либо находятся на верхней точке первого подъёма ветви красных гигантов звёзд малой массы (меньше солнечной), либо лежат на асимптотической ветви гигантов.
Основным достоинством метода является то, что красные гиганты удалены от областей звёздообразования и повышенной концентрации пыли, что сильно облегчает учёт поглощения. Их светимость также крайне слабо зависит от металличности как самих звёзд, так и окружающей их среды. Основная проблема данного метода — выделение красных гигантов из наблюдений звёздного состава галактики. Существует два пути её решения[19]:
Классический — метод выделения края изображений. При этом обычно применяют Собелевский фильтр. Начало провала — искомая точка поворота. Иногда вместо собелевского фильтра в качестве аппроксимирующей функции берут гауссиану, а функция выделения края зависит от фотометрических ошибок наблюдений. Однако, по мере ослабления звезды растут и ошибки метода. В итоге предельно измеряемый блеск на две звездных величины хуже, чем позволяет аппаратура.
Второй путь — построение функции светимости методом максимального правдоподобия. Данный способ основывается на том, что функция светимости ветви красных гигантов хорошо аппроксимируется степенной функцией:
\xi(m)\propto 10^{am},
где a — коэффициент, близкий к 0,3, m — наблюдаемая звёздная величина. Основная проблема — расходимость в некоторых случаях рядов, возникающих в результате работы метода максимального правдоподобия[19].
Проблемы и современные дискуссии
Одной из проблем является неопределённость в значении постоянной Хаббла и её изотропии. Одна группа исследователей утверждает, что значение постоянной Хаббла флуктуирует на масштабах 10-20°[20]. Возможных причин этому явлению несколько:
Реальный физический эффект — в таком случае космологическая модель должна быть кардинально пересмотрена;
Стандартная процедура усреднения ошибок некорректна[21].
Это также ведет к пересмотру космологической модели, но возможно, не такой значительной[22]. В свою очередь, многие другие обзоры и их теоретическая интерпретация не показывают анизотропии, превышающей локально обусловленную ростом неоднородности, в которую входит и наша Галактика, в изотропной в целом Вселенной[23][24][25][26].
Изучение реликтового фона
Спектр реликтового излучения
Информация, которую возможно получить, наблюдая реликтовый фон, крайне разнообразна: примечателен сам факт существования реликтового фона. Если Вселенная существовала вечно, то неясна причина его существования — массовых источников, способных создать такой фон, мы не наблюдаем. Однако если время жизни Вселенной конечно, то очевидно, что причина его возникновения кроется на начальных этапах её становления.[27]
На сегодняшний день доминирует мнение, что реликтовое излучение — это излучение, высвободившееся в момент образовании атомов водорода. До этого излучение было заперто в веществе, а вернее, в том, что тогда оно из себя представляло — плотной горячей плазме.
Метод анализа реликтового фона на этом предположении и базируется. Если мысленно проследить путь каждого фотона, то получится, что поверхность последнего рассеяния — сфера, тогда колебания температуры удобно разложить в ряд по сферическим функциям[27]:
\delta T(\theta,\phi)=\sum_{l=2}^{\infty}\sum_{m=-l}^{l}a_{lm}Y_{lm}(\theta,\phi)
где a_{lm} — коэффициенты, называемые мультипольными, а Y_{lm} — сферические гармоники. Получающаяся информация довольно разнообразна.
Различная информация заложена также и в отклонениях от чернотельного излучения. Если отклонения масштабны и систематичны, то наблюдается эффект Сюняева — Зельдовича, малые же флуктуации обусловлены флуктуациями вещества на ранних стадиях развития Вселенной.
Особо ценную информацию о первых секундах жизни Вселенной (в частности, о стадии инфляционного расширения) несёт поляризация реликтового фона.
Эффект Сюняева — Зельдовича
Основная статья: Эффект Сюняева — Зельдовича
Если фотоны реликтового фона на своём пути встречают горячий газ скоплений галактик, то в ходе рассеяния за счёт обратного эффекта Комптона фотоны будут разогреваться (то есть увеличат частоту), забирая часть энергии у горячих электронов. Наблюдательно это будет проявляться снижением потока реликтового излучения в направлении крупных скоплений галактик в длинноволновой области спектра.
С помощью этого эффекта можно получить информацию[28]:
о давлении горячего межгалактического газа в скоплении, а, возможно, и о самой массе скопления;
о скорости скопления вдоль луча зрения (из наблюдений на разных частотах);
о величине постоянной Хаббла H0, с привлечением наблюдений в гамма-диапазоне.
При достаточном количестве наблюдаемых скоплений можно определить и общую плотность Вселенной Ω.
Поляризация
Карта поляризации реликтового излучения по данным WMAP
Поляризация реликтового излучения могла возникнуть только в эпоху просветления. Так как рассеяние томпсоновское, то реликтовое излучение линейно поляризовано. Соответственно, параметры Стокса Q и U, характеризующие линейные параметры, отличны, а параметр V равен нулю. Если интенсивность можно разложить по скалярным гармоникам, то поляризацию можно разложить по так называемым спиновым гармоникам[27]:
Q+iU=\sum_{l,m}a_{lm}^{\pm2}Y_{lm}^{\pm2}(\theta, \phi)
Выделяются E-мода (градиентная составляющая) и B-мода (роторная составляющая)[29].
a_{lm}^E=\frac{1}{2}\left(a_{lm}^{+2}+a_{lm}^{-2}\right)
a_{lm}^B=\frac{1}{2}\left(a_{lm}^{+2}-a_{lm}^{-2}\right)
E-мода может появляться при прохождении излучения через неоднородную плазму вследствие томпсоновского рассеяния. B-мода, максимальная амплитуда которой достигает всего лишь 0,1 \mu K, возникает лишь при взаимодействии с гравитационными волнами.
B-мода является признаком инфляции Вселенной и определяется плотностью первичных гравитационных волн. Наблюдение B-моды является сложной задачей вследствие неизвестного уровня шума для этой компоненты реликтового излучения, а также за счёт того, что B-мода смешивается слабым гравитационным линзированием с более сильной E-модой[30].
На сегодняшний день поляризация обнаружена, её величина на уровне в несколько \mu K (микрокельвинов). Причем зарегистрирована только E-мода, B-мода не наблюдается.
Флуктуации реликтового фона
После удаления фоновых источников, постоянной составляющей дипольной и квадрупольной гармоник, остаются только разбросанные по небу флуктуации, разброс амплитуды которых лежит в диапазоне от −15 до 15 μK[6].
Для сравнение с теоретическими данным сырые данные приводятся к вращательно-инвариантной величине[27]:
C_l=\frac{1}{2l+1}\sum_{l=-m}^{l=m}\left|a_{lm}\right|^2
«Спектр» же строят для величины l(l+1)Cl/2π, из которого получают важные для космологии выводы. К примеру, по положению первого пика можно судить о полной плотности Вселенной, а по его величине — содержание барионов.
Так из совпадения кросс-корреляции между анизотропией и E-модой поляризации с теоретическими предсказанными для малых углов (θ<5°) и значительного расхождения в области больших можно сделать о наличии эпохи рекомбинации на z ≈ 15—20.
Так как флуктуации гауссовы, то можно использовать метод марковских цепей для построения поверхности максимального правдоподобия. В целом обработка данных по реликтовому фону это целый комплекс программ. Однако, как итоговый результат, так и используемые предположения и критерия вызывают дискуссию. Различными группами показано, отличие распределения флуктуаций от гауссова, зависимость карты распределений от алгоритмов его обработки[31][32][33].
Неожиданным результатом стало аномальное распределение на больших масштабах(от 6° и больше). Качество последних подтверждающих данных, полученные на космической обсерватории имени Планка, исключают ошибки измерений. Возможно, они вызваны ещё не обнаруженным и не исследованным явлением[34].
Наблюдение далеких объектов
Лайман-альфа лес
Основная статья: Лайман-альфа лес
В спектрах некоторых далеких объектов можно наблюдать большое скопление сильных абсорбционных линий на малом участке спектра (т. н. лес линий). Эти линии отождествляются как линии серии Лаймана, но имеющие разные красные смещения.
Облака нейтрального водорода эффективно поглощают свет на длинах волн от Lα(1216 Å) до лаймановского предела. Излучение, изначально коротковолновое, на пути к нам из-за расширения Вселенной поглощается там, где его длина волны сравнивается с этим «лесом». Сечение взаимодействия очень большое и расчёт показывает, что даже малой доли нейтрального водорода достаточно для создания большого поглощения в непрерывном спектре.
При большом количестве облаков нейтрального водорода на пути света, линии будто настолько близко друг к другу, что на довольно широком интервале в спектре образуется провал. Длинноволновая граница этого интервала обусловлена Lα, а коротковолновая зависит от ближайшего красного смещения, ближе которого среда ионизована и нейтрального водорода мало. Подобный эффект носит названия эффекта Гана-Петерсона.
Эффект наблюдается в квазарах с красным смещением z > 6. Отсюда делается вывод, что эпоха ионизации межгалактического газа началась с z ≈ 6[35][36].
Гравитационно-линзированные объекты
Основная статья: Гравитационная линза
К эффектам, наблюдения которых возможны также для любого объекта (даже не важно, чтобы он был далеким), необходимо отнести и эффект гравитационного линзирования. В прошлом разделе было указано, что с помощью гравитационного линзирования строят шкалу расстояний, это вариант так называемого сильного линзирования, когда угловое разделение изображений источника можно непосредственно наблюдать. Однако существует ещё и слабое линзирование, с его помощью можно исследовать потенциал изучаемого объекта. 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. Также выяснилось, что обеспечивает эту стабильность масса, проявляющаяся только в гравитационном взаимодействии — тёмная масса или, как её называют в космологии, тёмная материя[37][38].
Наблюдения квазаров
Природа квазара
Уникальное свойство квазаров — большие концентрации газа в области излучения. По современным представлениям, аккреция этого газа на чёрную дыру и обеспечивает столь высокую светимость объектов. Высокая концентрация вещества означает и высокую концентрацию тяжёлых элементов, а значит и более заметные абсорбционные линии. Так, в спектре одного из линзируемых квазаров были обнаружены линии воды[39].
Уникальным преимуществом является и высокая светимость в радиодиапазоне, на её фоне поглощение части излучения холодным газом более заметно. При этом газ может принадлежать как родной галактике квазара, так и случайному облаку нейтрального водорода в межгалактической среде, или галактике, случайно попавшей на луч зрения (при этом нередки случаи, когда такая галактика не видна — она слишком тусклая для наших телескопов). Изучение межзвёздного вещества в галактиках данным методом называется «изучением на просвет», к примеру, подобным образом была обнаружена первая галактика со сверхсолнечной металличностью[40].
Также важным результатом применения данного метода, правда не в радио-, а в оптическом диапазоне, являются измерения первичного обилия дейтерия. Современное значение обилия дейтерия, полученное по таким наблюдениям, составляет D/H_p\approx 3\cdot 10^{-5}[41].
С помощью квазаров получены уникальные данные о температуре реликтового фона на z ≈ 1,8 и на z = 2,4. В первом случае исследовались линии сверхтонкой структуры нейтрального углерода, для которых кванты с T ≈ 7,5 К (предполагаемая температура реликтового фона на тот момент) играют роль накачки, обеспечивая инверсную заселённость уровней[42]. Во втором случае обнаружили линии молекулярного водорода H2, дейтерида водорода HD, а также молекулы оксида углерода СО, по интенсивности спектра которой как раз и измерили температуру реликтового фона, она с хорошей точностью совпала с ожидаемым значением[43].
Ещё одно достижение, состоявшееся благодаря квазарам — оценка темпа звездообразования на больших z. Сначала, сравнивая спектры двух различных квазаров, а потом сравнивая отдельные участки спектра одного и того же квазара, обнаружили сильный провал на одном из UV участков спектра[44]. Столь сильный провал мог быть вызван только большой концентрацией пыли, поглощающей излучение. Ранее пыль пытались обнаружить по спектральным линиям, но выделить конкретные серии линий, доказывающее, что это именно пыль, а не примесь тяжёлых элементов в газе, не удавалось. Именно дальнейшее развитие этого метода позволило оценить темп звёздообразования на z от ~ 2 до ~ 6[45].
Наблюдения гамма-всплесков
Популярная модель возникновения гамма-всплеска
Гамма-всплески — уникальное явление, и общепризнанного мнения о его природе не существует. Однако подавляющее большинство учёных соглашается с утверждением, что прародителем гамма всплеска являются объекты звёздной массы[46].
Уникальные возможности применения гамма-всплесков для изучения структуры Вселенной состоят в следующем[46]:
Так как прародителем гамма-всплеска является объект звёздной массы, то и проследить гамма-всплески можно на большее расстояние, нежели квазары, как по причине более раннего формирования самого прародителя, так и из-за малой массы чёрной дыры квазара, а значит и меньшей его светимости на тот период времени.
Спектр гамма-всплеска — непрерывный, то есть не содержит спектральных линий. Это означает, что самые далёкие линии поглощения в спектре гамма-всплеска — это линии межзвёздной среды родительской галактики. Из анализа этих спектральных линий можно получить информацию о температуре межзвёздной среды, её металличности, степени ионизации и кинематике.
Гамма-всплески дают чуть ли не идеальный способ изучать межгалактическую среду до эпохи реионизации, так как их влияние на межгалактическую среду на 10 порядков меньше, нежели квазаров, из-за малого времени жизни источника.
Если послесвечение гамма-всплеска в радиодиапазоне достаточно сильное, то по линии 21 см можно судить о состоянии различных структур нейтрального водорода в межгалактической среде вблизи от галактики-прародителя гамма-всплеска.
Детальное изучение процессов формирования звёзд на ранних этапах развития Вселенной с помощью гамма-всплесков сильно зависит от выбранной модели природы явления, но если набрать достаточную статистику и построить распределения характеристик гамма-всплесков в зависимости от красного смещения, то, оставаясь в рамках довольно общих положений, можно оценить темп звёздообразования и функцию масс рождающихся звёзд[46].
Если принять предположение, что гамма-всплеск — это взрыв сверхновой звезды населения III, то можно изучать историю обогащения Вселенной тяжёлыми металлами.
Также гамма-всплеск может служить указателем на очень слабую карликовую галактику, которую трудно обнаружить при «массовом» наблюдении неба.
Серьезной проблемой для наблюдения гамма-всплесков в общем и применимости их для изучения Вселенной, в частности, является их спорадичность и краткость времени, когда послесвечение всплеска, по которому только и можно определить расстояние до него, можно наблюдать спектроскопически.
Изучение эволюции Вселенной и её крупномасштабной структуры
Изучение крупномасштабной структуры
Данные о крупномасштабной структуре 2df обзора
Первым способом изучения крупномасштабной структуры Вселенной, не потерявший своей актуальности, стал так называемый метод «звёздных подсчётов» или метод «звёздных черпков». Суть его в подсчёте количества объектов в различных направлениях. Применён Гершелем в конце XVIII века, когда о существовании далеких космических объектов только догадывались, и единственными объектами, доступными для наблюдений, были звёзды, отсюда и название. Сегодня, естественно, считают не звёзды, а внегалактические объекты (квазары, галактики), и помимо выделенного направления строят распределения по z.
Крупнейшими источниками данных о внегалактических объектах являются отдельные наблюдения конкретных объектов, обзоры типа SDSS, APM, 2df, а также компилятивные базы данных, такие как Ned и Hyperleda. Например, в обзоре 2df охват неба составлял ~ 5 %, среднее z — 0,11 (~ 500 Мпк), количество объектов — ~ 220 000.
Уже на представленном рисунке можно видеть, что галактики расположены в пространстве неоднородно на малых масштабах. После более детального рассмотрения обнаруживается, что пространственная структура распределения галактик — ячеистая: узкие стенки с шириной, определяемой величиной скоплений и сверхскоплений галактик, а внутри этих ячеек — пустоты, так называемые войды[38].
Доминирующим является мнение, что при переходе к масштабам сотен мегапарсек ячейки складываются и усредняются, распределение видимого вещества становится однородным[47][48]. Однако однозначность в этом вопросе пока не достигнута: применяя различные методики некоторые исследователи приходят к выводам об отсутствии однородности распределения галактик вплоть до самых больших исследованных масштабов[49][50]. Вместе с тем, неоднородности в распределении галактик не отменяют факта высокой однородности Вселенной в начальном состоянии, выводимого из высокой степени изотропии реликтового излучения.
Вместе с этим установлено, что распределения количества галактик по красному смещению имеет сложный характер. Зависимость для разных объектов различна. Однако для всех них характерно наличие нескольких локальных максимумов[51][52][53]. С чем это связано — пока не совсем понятно.
До последнего времени не было ясности в том, как эволюционирует крупномасштабная структура Вселенной. Однако работы последнего времени показывают, что первыми сформировались крупные галактики, и только потом уже мелкие (так называемый downsizing-эффект)[54][55].
Наблюдения звёздных скоплений
Популяция белых карликов в шаровом звёздном скоплении NGC 6397. Синие квадраты — гелиевые белые карлики, фиолетовые кружки — «нормальные» белые карлики с высоким содержанием углерода.
Главное свойство шаровых скоплений для наблюдательной космологии — много звёзд одного возраста в небольшом пространстве. Это значит, что если каким-то способом измерено расстояние до одного члена скопления, то различие в расстоянии до других членов скопления пренебрежимо мало.
Одновременное формирование всех звёзд скопления позволяет определить его возраст: опираясь на теорию звёздной эволюции, строятся изохроны на диаграмме «цвет — звёздная величина», то есть кривые равного возраста для звёзд различной массы. Сопоставляя их с наблюдаемым распределением звёзд в скоплении, можно определить его возраст.
Метод имеет ряд своих трудностей. Пытаясь их решить, разные команды, в разное время получали разные возраста для самых старых скоплений, от ~8 млрд лет[56], до ~ 25 млрд лет[57].
В галактиках шаровые скопления, входящие в старую сферическую подсистему галактик, содержат множество белых карликов — остатков проэволюционировавших красных гигантов относительно небольшой массы. Белые карлики лишены собственных источников термоядерной энергии и излучают исключительно за счёт излучения запасов тепла. Белые карлики имеют приблизительно одинаковую массу звёзд-предшественниц, а значит — и приблизительно одинаковую зависимость температуры от времени. Определив по спектру белого карлика его абсолютную звёздную величину на данный момент и зная зависимость время—светимость при остывании, можно определить возраст карлика[58]
Однако данный подход связан как с большими техническими трудностями, — белые карлики крайне слабые объекты, — необходимо крайне чувствительные инструменты, чтоб их наблюдать. Первым и пока единственным телескопом, на котором возможно решение данной задачи является космический телескоп им. Хаббла. Возраст самого старого скопления по данным группы, работавшей с ним: 12,7\pm0,7 млрд лет[58], однако, результат оспаривается. Оппоненты указывают, что не были учтены дополнительные источники ошибок, их оценка 12,4^{+1,8}_{-1,5} млрд лет[59].
Наблюдения непроэволюционировавших объектов
NGC 1705 — галактика типа BCDG
Объекты, фактически состоящие из первичного вещества, дожили до нашего времени благодаря крайне малому темпу их внутренней эволюции. Это позволяет изучать первичный химический состав элементов, а также, не сильно вдаваясь в подробности и основываясь на лабораторных законах ядерной физики, оценить возраст подобных объектов, что даст нижний предел на возраст Вселенной в целом.
К такому типу можно отнести: звёзды малой массы с низкой металличностью (так называемые G-карлики), низкометалличные области HII, а также карликовые неправильные галактики класса BCDG (Blue Compact Dwarf Galaxy).
Согласно современным представлениям, в ходе первичного нуклеосинтеза должен был образоваться литий. Особенность это элемента заключается в том, что ядерные реакции с его участием начинаются при не очень больших, по космическим масштабам, температурах. И в ходе звездной эволюции изначальный литий должен был быть практически полностью переработан. Остаться он мог только у массивных звезд населения типа II. Такие звёзды имеют спокойную, не конвективную атмосферу, благодаря чему литий остаётся на поверхности, не рискуя сгореть в более горячих внутренних слоях звезды.
В ходе измерений, обнаружилось, что у большинства таких звезд обильность лития составляет[60]:
A(Li)=12+\log(Li/H)=2.12.
Однако есть ряд звезд, в том числе и сверхнизкометалличные, у которых обильность значительность ниже. С чем это связано, до конца не ясно, предполагается, что это как-то связано с процессами в атмосфере[61].
У звезды CS31082-001, принадлежащей звёздному населению типа II, были обнаружены линии и измерены концентрации в атмосфере тория и урана. Эти два элемента имеют различный период полураспада, поэтому со временем их соотношение меняется, и если как-то оценить первоначальное соотношение обильностей, то можно определить возраст звезды. Оценить можно двояким способом: из теории r-процессов, подтверждённой как лабораторными измерениями, так и наблюдениями Солнца; или можно пересечь кривую изменения концентраций за счёт распада и кривую изменения содержания тория и урана в атмосферах молодых звёзд за счёт химической эволюции Галактики. Оба метода дали схожие результаты: 15,5±3,2[62] млрд лет получены первым способом, 14{,}5^{-2{,}8}_{+2{,}2}[63] млрд лет — вторым.
Слабо металличные BCDG-галактикам (всего их существует ~10) и зоны HII — источники информации по первичному обилию гелия. Для каждого объекта из его спектра определяется металличность (Z) и концентрация He (Y). Экстраполируя определённым образом диаграмму Y-Z до Z=0, получают оценку первичного гелия.
Итоговое значения Yp разнится от одной группы наблюдателей к другой и от одного периода наблюдений к другому. Так, одна, состоящая из авторитетнейших специалистов в этой области: Изотова и Тхуан (Thuan) получили значение Yp=0,245±0,004[64] по BCDG-галактикам, по HII — зонам на данный момент (2010) они остановились на значении Yp=0,2565±0,006[65]. Другая авторитетная группа во главе с Пеймберт (Peimbert) получали также различные значения Yp, от 0,228±0,007 до 0,251±0,006[66].
Теоретические модели
Основная статья: Космологические модели
Из всего множества наблюдательных данных для построения и подтверждения теорий ключевыми являются следующие:
Все наблюдения, связанные со шкалой расстояний. Именно их результаты дают значения постоянной Хаббла H, в законе носящим его имя:
cz=H_0 D,,
где z — красное смещение галактики, D — расстояние до неё, c — скорость света.
Возраст Вселенной, получаемый из закона расширения должен быть строго больше возраста самых старых объектов. (К примеру, из наблюдений звездных скоплений )
Измерения первоначального обилия элементов. (К примеру, из наблюдений BCDG-галактик и G-карликов ).
Данные реликтового фона.
Данные об эволюции крупномасштабных структур. (Помимо непосредственных наблюдений структуры, источники данных могут быть самые разнообразные от наблюдений отдельных объектов до реликтового фона).
Их интерпретация начинается с постулата, утверждающего, что каждый наблюдатель в один и тот же момент времени, независимо от места и направления наблюдения обнаруживает в среднем одну и ту же картину. То есть на больших масштабах Вселенная пространственно однородна и изотропна. Заметим, данное утверждение не запрещает неоднородности во времени, то есть существования выделенных последовательностей событий, доступных всем наблюдателям.
Сторонники теорий стационарной Вселенной иногда формулируют «совершенный космологический принцип», согласно которому свойствами однородности и изотропности должно обладать четырёхмерное пространство-время. Однако наблюдаемые во Вселенной эволюционные процессы, по всей видимости не согласуются с таким космологическим принципом.
В общем случае для построения моделей применяются следующие теории и разделы физики:
Равновесная статистическая физика, её основные понятия и принципы, а также теория релятивистского газа.
Теория гравитации, обычно это ОТО. Хотя её эффекты проверены только в масштабах Солнечной системы[67][68], и её использование в масштабе галактик и Вселенной в целом может быть подвергнуто сомнению.
Некоторые сведения из физики элементарных частиц: список основных частиц, их характеристики, типы взаимодействия, законы сохранения. Космологические модели были бы много проще, если бы протон не был стабильной частицей и распадался бы[69], чего современные эксперименты в физических лабораториях не подтверждают.
На данный момент, комплекс моделей, наилучшим образом объясняющий наблюдательные данные является:
Теория Большого Взрыва.
Описывает химический состав Вселенной. Теория стадии инфляции.
Объясняет причину расширения. Модель расширения Фридмана.
Описывает расширение. Иерархическая теория.
Описывает крупномасштабную структуру.
прим.: зелёный цвет означает абсолютно доминирующие теории; янтарный — признана многими, но широко обсуждаемая; алый — испытывающая большие проблемы в последнее время, но поддерживаемая многими теоретиками.
Модель расширяющейся Вселенной
Основная статья: Расширение Вселенной
Модель расширяющейся Вселенной описывает сам факт расширения. В общем случае не рассматривается, когда и почему Вселенная начала расширяться. В основе большинства моделей лежит ОТО и её геометрический взгляд на природу гравитации.
Если изотропно расширяющуюся среду рассматривать в системе координат, жестко связанной с материей, то расширение Вселенной формально сводится к изменению масштабного фактора всей координатной сетки, в узлах которой «посажены» галактики. Такую систему координат называют сопутствующей. Начало же отсчёта обычно прикрепляют к наблюдателю.
Единой точки зрения, является ли Вселенная действительно бесконечной или конечной в пространстве и объёме, не существует. Тем не менее, наблюдаемая Вселенная конечна, поскольку конечна скорость света и существовал Большой Взрыв.
Модель Фридмана
Основная статья: Вселенная Фридмана
Стадия Эволюция a(\eta) Параметр Хаббла
Инфляционная a\propto e^{Ht} H^2=\frac{8\pi}{3}\frac{\rho_{vac}}{M^2_{pl}}
Радиационное доминирование
p=ρ/3 a\propto t^{\frac{1}{2}} H=\frac{1}{2t}
Пылевая стадия
p=const a\propto t^{\frac{2}{3}} H=\frac{2}{3t}
\Lambda-доминирование a\propto e^{Ht} H^2=\frac{8\pi}{3}G\rho_{\Lambda}
В рамках ОТО вся динамика Вселенной может быть сведена к простым дифференциальным уравнениям для масштабного фактора a(t).[70]
В однородном, изотропном четырехмерном пространстве с постоянной кривизной, расстояние между двумя бесконечно приближенными точками можно записать следующим образом:
ds^2 = cdt - a^2(t) \left(dr^2-k\frac{(rdr)^2}{1-kr^2}\right)
k — кривизна пространства (принимает значения −1 0 1), а r - радиус вектор.
Если же выражение для метрики подставить в уравнения ОТО, то получим следующую систему уравнений:
Уравнение энергии
\left(\frac{\dot a}{a}\right)^2=\frac{8\pi G\rho}{3}-\left(\frac{kc^2}{a^2}\right)+\frac{\Lambda c^2}{3}
Уравнение движения
\frac{\ddot a}{a}=-\frac{4\pi G}{3}\left(\rho +\frac{3P}{c^2}\right) + \frac{\Lambda c^2}{3}
Уравнение неразрывности
\frac{d\rho}{dt} =-3H\left(\rho +\frac{P}{c^2}\right)
где Λ — космологическая постоянная, ρ — средняя плотность Вселенной, P — давление, с — скорость света.
Приведенная система уравнений допускает множество решений, в зависимости от выбранных параметров. На самом деле значение параметров фиксированы только на текущий момент и с течением времени эволюционируют, поэтому эволюцию расширения описывает совокупность решений.[70]
Объяснение закона Хаббла
Допустим есть источник, расположенный в сопутствующей системе на расстоянии r1 от наблюдателя. Приемная аппаратура наблюдателя регистрирует фазу приходящей волны. Рассмотрим два интервала между точками с одной и тойже фазой[70]:
\frac{\delta t_1}{\delta t_0} =\frac{\nu_0}{\nu_1} \equiv 1+z
С другой стороны для световой волны в принятой метрике выполняется равенство:
dt = \pm a(t)\frac{dr}{\sqrt{1-kr^2}}
Если это уравнение проинтегрировать и вспомнить, что в сопутствующих координатах r не зависит от времени, то при условии малости длины волны относительно радиуса кривизны Вселенной получим соотношение:
\frac{\delta t_1}{a(t_1)} =\frac{\delta t_0}{a(t_0)}
Если теперь его подставить в первоначальное соотношение:
1+z = \frac{a(t_0)}{a(t_1)}
После разложения правой части в ряд Тейлора с учетом члена первого порядка малости получим соотношение в точности совпадающее с законом Хаббла. Где постоянная H принимает вид:
H=\frac{\dot a (t)}{a(t)}
ΛCDM
Основная статья: Модель Лямбда-CDM
Космологические параметры по данным WMAP и Planck
WMAP[6] Planck[71]
Возраст Вселенной t0 млрд.лет 13.75±0.13 13.81±0.06
H0 км/с/МПк 71.0±2.5 67.4±1.4
Плотность барионной материи Ωbh2 0.0226±0.0006 0.0221 ± 0.0003
Плотность темной материи Ωсh2 0.111 ± 0.006 0.120 ± 0.003
Общая плотность Ωt 1.08+0.09-0.07 1.0 ±0.02
Плотность барионной материи Ωb 0.045±0.003
Плотность темной энергии ΩΛ 0.73±0.03 0.69±0.02
Плотность темной материи Ωc 0.22±0.03
Как уже говорилось, уравнения Фридмана допускают множество решений, в зависимости от параметров. И современная модель ΛCDM - это модель Фридмана с общепринятыми параметрами. Обычно в работе наблюдателей они приводятся в понятиях, связанных с критической плотностью[70]:
\rho_{cr} = \frac{3H_0^2}{8\pi G}
Если выразить левую часть из закона Хаббла, то после приведения получим следующий вид:
1 = \Omega_m +\Omega_k +\Omega_{\Lambda} ,
где Ωm=ρ/ρcr , Ωk = -(kc2)/(a2H2) , ΩΛ=(8πGΛc2)/ρcr. Из этой записи видно, что если Ωm+ΩΛ= 1 , т.е суммарная плотность материи и темной энергии равна критической, то k = 0, т.е. пространство плоское, если больше, то k = 1, если меньше k= -1
В современной общепринятой модели расширения космологическая постоянная положительна и существенно отлична от нуля, то есть на больших масштабах возникают силы антигравитации. Природа таких сил неизвестна, теоретически подобный эффект можно было бы объяснить действием физического вакуума, однако ожидаемая плотность энергии оказывается на много порядков больше, чем энергия, соответствующая наблюдаемому значению космологической постоянной — проблема космологической постоянной[70].
Остальные варианты на данный момент представляют только теоретический интерес, однако это может измениться при появлении новых экспериментальных данных. Современная история космологии уже знает подобные примеры: модели с нулевой космологической постоянной безоговорочно доминировали (помимо короткого всплеска интереса к другим моделям в 1960-е гг.) с момента открытия Хабблом космологического красного смещения и до 1998 года, когда данные по сверхновым типа Ia убедительно опровергли их[комм. 2].
Дальнейшая эволюция расширения
Дальнейший ход расширения в общем случае зависит от значений космологической постоянной Λ, кривизны пространства k и уравнения состояния P(ρ). Однако качественно эволюцию расширения можно оценить, опираясь на достаточно общие предположения.[70]
Λ < 0
Если значение космологической постоянной отрицательно, то действуют только силы притяжения и более никаких. Правая часть уравнения энергии будет неотрицательной только при конечных значениях R. Это означает, что при некотором значении Rc Вселенная начнет сжиматься при любом значении k и вне зависимости от вида уравнения состояния[72].
Λ = 0
В случае, если космологическая постоянная равна нулю, то эволюция при заданном значении H0 целиком и полностью зависит от начальной плотности вещества[70]:
\left(\frac{da}{dt}\right)^2=G\frac{8\pi\rho_0 a_0^3}{3a} -a_0^2H_0\left(\rho_0 - \frac{3H_0^2}{8\pi G}\right).
Если \rho_0 =\rho_{cr} , то расширение продолжается бесконечно долго, в пределе с асимптотически стремящейся к нулю скоростью. Если плотность больше критической, то расширение Вселенной тормозится и сменяется сжатием. Если меньше, то расширение идёт неограниченно долго с ненулевым пределом H.
Λ > 0
Если Λ>0 и k≤0, то Вселенная монотонно расширяется, но в отличие от случая с Λ=0 при больших значениях R скорость расширения растёт[72]:
R\propto exp[(\Lambda/3)^{1/2}t].
При k=1 выделенным значением является \Lambda_c=4\pi G\rho. В этом случае существует такое значение R, при котором R'=0 и R''=0, то есть Вселенная статична.
При Λ>Λc скорость расширения убывает до какого-то момента, а потом начинает неограниченно возрастать. Если Λ незначительно превышает Λc, то на протяжении некоторого времени скорость расширения остаётся практически неизменной.
В случае Λ<Λc всё зависит от начального значения R, с которого началось расширения. В зависимости от этого значения Вселенная либо будет расширяться до какого-то размера, а потом сожмется, либо будет неограниченно расширяться.
Теория Большого взрыва (модель горячей Вселенной)
Основная статья: Большой взрыв
Теория Большого взрыва — теория первичного нуклеосинтеза. Отвечает на вопрос — каким образом образовались химические элементы и почему распространенность их именно такая, какая сейчас наблюдается. Зиждется на экстраполяции законов ядерной и квантовой физики, в предположении, что при движении в прошлое, средняя энергия частиц (температура) возрастает[73].
Граница применимости — область высоких энергий, выше которых перестают работать изученные законы. При этом вещества как такового уже и нет, а есть практически чистая энергия. Если экстраполировать закон Хаббла на тот момент, то окажется, что видимая область Вселенный разместилась в небольшом объёме. Малый объём и большая энергия — характерное состояние вещества после взрыва, отсюда и название теории — теория Большого Взрыва. При этом остается за рамками ответ на вопрос: «Что вызвало это взрыв и какова его природа?».
Также теория Большого взрыва предсказала и объяснила происхождение реликтового излучения — это наследие того момента, когда ещё всё вещество было ионизованным и не могло сопротивляться давлению света. Иными словами, реликтовый фон — это остаток «фотосферы Вселенной».
Энтропия Вселенной
Основная статья: Энтропия Вселенной
Главным аргументом, подтверждающий теорию горячей Вселенной, является значение её удельной энтропии. Она с точностью до численного коэффициента равна отношению концентрации равновесных фотонов nγ к концентрации барионов nb.
Выразим nb через критическую плотность и долю барионов[70]:
n_b=\frac{\rho_cr}{m_p}=1{,}124\cdot 10^{-5}\Omega_b h^2_{100},
где h100 — современное значение Хаббла, выраженное в единицах 100 км/(c Мпк), и, учитывая, что для реликтового излучения с T=2,73 К
n_\gamma\approx 420(1+z)^3 см−3,
получаем:
\eta\simeq n_b/n_{\gamma}\approx 2{,}7\cdot 10^{-8}\Omega_b h_{100}^2\sim 10^{-9}.
Обратная величина и есть значение удельной энтропии.
Первые три минуты. Первичный нуклеосинтез
Основные ядерные реакции на этапе первичного нуклеосинтеза.
Предположительно, с начала рождения (или по крайне мере с конца инфляционной стадии) и в течение времени, пока температура остаётся не ниже 1016 ГэВ (10−10с), присутствуют все известные элементарные частицы, причем все они не имеют массы. Этот период называется периодом Великого объединения, когда электрослабое и сильное взаимодействия едины[74] .
На данный момент невозможно сказать, какие же именно частицы присутствуют в тот момент, но кое-что всё же известно. Величина η — не только показатель удельной энтропии, но и характеризует избыток частиц над античастицами[75]:
\frac{n_p-n_{\bar p}}{n_p}=10^{-9}.
В момент, когда температура опускается ниже 1015 ГэВ, вероятно, выделяются X- и Y-бозоны с соответствующими массами.
Эпоху Великого объединения сменяет эпоха электрослабого объединения, когда электромагнитное и слабое взаимодействия представляют единое целое. В эту эпоху идет аннигиляция X- и Y-бозонов. В момент, когда температура понижается до 100 ГэВ, эпоха электрослабого объединения заканчивается, образуются кварки, лептоны и промежуточные бозоны.
Настаёт адронная эра, эра активного рождения и аннигиляции адронов и лептонов. В эту эпоху примечателен момент кварк-адронного перехода или момент конфайнмента кварков, когда стало возможным слияние кварков в адроны. В этот момент температура равна 300—1000 МэВ, а время от рождения Вселенной составляет 10−6 с.
Эпохе адронной эры наследует лептонная эра — в момент, когда температура падает до уровня 100 МэВ, а на часах 10−4 с. В эту эпоху состав Вселенной начинает походить на современный; основные частицы — это фотоны, помимо них есть только электроны и нейтрино со своими античастицами, а также протоны и нейтроны. В этот период происходит одно важное событие: вещество становится прозрачным для нейтрино. Возникает что-то наподобие реликтового фона, но для нейтрино. Но так как отделение нейтрино произошло раньше отделения фотонов, когда некоторые виды частиц ещё не проаннигилировали, отдав свою энергию остальным, то и остыли они больше. К настоящему времени нейтринный газ должен был остыть до 1,9 К, если нейтрино не имеют массы (или их массы пренебрежимо малы).
При температуре Т≈0,7 МэВ термодинамическое равновесие между протонами и нейтронами, существовавшее до этого, нарушается и отношение концентрации нейтронов и протонов застывает на значении 0,19. Начинается синтез ядер дейтерия, гелия, лития. Спустя ~200 секунд после рождения Вселенной температура падает до значений, при которых нуклеосинтез более невозможен, и химический состав вещества остаётся неизменным до момента рождения первых звёзд[74].
Проблемы теории Большого взрыва
Несмотря на значительные успехи, теория горячей Вселенной сталкивается с рядом трудностей. Если бы Большой взрыв вызвал расширение Вселенной, то в общем случае могло бы возникнуть сильное неоднородное распределение вещества, чего не наблюдается. Теория Большого Взрыва также не объясняет расширение Вселенной, она принимает его как факт[76].
Теория также предполагает, что соотношение числа частиц и античастиц на первоначальной стадии было таким, что дало в результате современное преобладание материи над антиматерией. Можно предположить, что вначале Вселенная была симметрична — материи и антиматерии было одинаковое количество, но тогда чтобы объяснить барионную асимметрию необходим некоторый механизм бариогенеза, который должен приводить к возможности распада протона, чего также не наблюдается[69].
Различные теории Великого объединения предполагают рождение в ранней Вселенной большого числа магнитных монополей, до сего момента также не обнаруженных[77].
Инфляционная модель
Основная статья: Инфляционная модель Вселенной
Задача теории инфляции — дать ответы на вопросы, которые оставили после себя теория расширения и теория Большого взрыва: «Почему Вселенная расширяется? И что представляет из себя Большой Взрыв?..» Для этого расширение экстраполируется на нулевой момент времени и вся масса Вселенной оказывается в одной точке, образуя космологическую сингулярность, часто её и называют Большим Взрывом. По всей видимости, общая теория относительности на тот момент уже неприменима, что приводит к многочисленным, но пока, увы, только чисто умозрительным попыткам разработать более общую теорию (или даже «новую физику»), решающую эту проблему космологической сингулярности
Основная идея инфляционной стадии — если вести скалярное поле, называемое инфлантоном, воздействие которого велико на начальных стадиях (начиная, примерно с 10−42с), но быстро убывает со временем, то можно объяснить плоскую геометрию пространства, хаббловское расширение же становится движением по инерции благодаря большой кинетической энергии, накопленной в ходе инфляции, а происхождение из малой изначально причинно-связанной области объясняет однородность и изотропность Вселенной[78].
Однако способов задать инфлатон — великое множество, что в свою очередь порождает целое множество моделей. Но большинство основывается на предположении о медленном скатывании: потенциал инфлантона медленно уменьшается до значения, равного нулю. Конкретный же вид потенциала и способ задания начальных значений зависит от выбранной теории.
Теории инфляции также делятся на бесконечные и конечные во времени. В теории с бесконечной инфляцией существуют области пространства — домены — которые начали расширяться, но из-за квантовых флуктуаций вернулись в первоначальное состояние, в котором возникают условия для повторной инфляции. К таким теориям относится любая теория с бесконечным потенциалом и хаотическая теория инфляции Линде[78].
К теориям с конечным временем инфляции относится гибридная модель. В ней существует два вида поля: первое ответственно за большие энергии (а значит за скорость расширения), а второе за малые, определяющие момент завершения инфляции. В таком случае квантовые флуктуации могут повлиять только на первое поле, но не на второе, а значит и сам процесс инфляции конечен.
К нерешенным проблемам инфляции можно отнести скачки температуры в очень большом диапазоне, в какой-то момент она падает почти до абсолютного нуля. В конце инфляции происходит повторный нагрев вещества до высоких температур. На роль возможного объяснения столь странного поведения предлагается «параметрический резонанс»[79].
Мультивселенная
Основная статья: Мультивселенная
«Мультивселенная», «Большая Вселенная», «Мультиверс», «Гипервселенная», «Сверхвселенная», «Мультиленная», «Омниверс» — различные переводы английского термина multiverse. Появился он в ходе развития теории инфляции[80].
О
|
|
|
|
|
|
UJIa
|
23.02.2014 в 17:35
|
|
Написал(а): Игорь
|
положительный
|
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. Если автор различает эти сущности, то следуя традиции, первую называют Вселенной, а вторую — астрономической Вселенной, или Метагалактикой (в последнее время этот термин практически вышел из употребления). Вселенная является предметом исследования космологии.
В историческом плане для обозначения «всего пространства» использовались различные слова, включая эквиваленты и варианты из различных языков, такие как «небесная сфера», «космос», «мир». Использовался также термин «макрокосмос», хотя он предназначен для определения систем большого масштаба, включая их подсистемы и части. Аналогично, слово «микрокосмос» используется для обозначения систем малого масштаба.
Любое исследование, любое наблюдение, будь то наблюдение физика за тем, как раскалывается ядро атома, ребёнка за кошкой или астронома, ведущего наблюдения за далёкой-далёкой галактикой, — всё это наблюдение за Вселенной, вернее, за отдельными её частями. Эти части служат предметом изучения отдельных наук, а Вселенной в максимально больших масштабах, и даже Вселенной как единым целым занимаются астрономия и космология; при этом под Вселенной понимается или область мира, охваченная наблюдениями и космическими экспериментами, или объект космологических экстраполяций — физическая Вселенная как целое[1].
Предметом статьи являются знания о наблюдаемой Вселенной как о едином целом: наблюдения, их теоретическая интерпретация и история становления.
Среди однозначно интерпретируемых фактов относительно свойств Вселенной приведём здесь следующие:
Самый распространенный элемент — водород. Расширение Вселенной с хорошей точностью линейно до z ~ 0,1. Реликтовый фон флуктуирует на масштабах четвёртого порядка малости.
Температура реликтового фона зависит от z. Наличие Lα-леса в спектрах далеких объектов (квазаров) с z > 6. Наличие сильной неоднородности в распределении галактик на масштабах < 100 Мпк.
В основу теоретических объяснений и описаний этих явлений положен космологический принцип, суть которого в том, что наблюдатели, независимо от места и направления наблюдения, в среднем обнаруживают одну и туже картину. Сами теории стремятся объяснить и описать происхождение химических элементов, ход развития и причину расширения, возникновение крупномасштабной структуры.
Первый значительный толчок в сторону современных представлений о Вселенной совершил Коперник. Второй по величине вклад внесли Кеплер и Ньютон. Но поистине революционные изменения в наших представлениях о Вселенной происходят лишь в XX веке.
Содержание [убрать]
1 Этимология
2 Облик Вселенной
3 Наблюдения
3.1 Шкала расстояний и космологическое красное смещение
3.1.1 Метод тригонометрического параллакса
3.1.2 Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры
3.1.3 Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia
3.1.4 Метод определения расстояния по гравитационным линзам
3.1.5 Метод определения расстояния по красным гигантам
3.1.6 Проблемы и современные дискуссии
3.2 Изучение реликтового фона
3.2.1 Эффект Сюняева — Зельдовича
3.2.2 Поляризация
3.2.3 Флуктуации реликтового фона
3.3 Наблюдение далеких объектов
3.3.1 Лайман-альфа лес
3.3.2 Гравитационно-линзированные объекты
3.3.3 Наблюдения квазаров
3.3.4 Наблюдения гамма-всплесков
3.4 Изучение эволюции Вселенной и её крупномасштабной структуры
3.4.1 Изучение крупномасштабной структуры
3.4.2 Наблюдения звёздных скоплений
3.4.3 Наблюдения непроэволюционировавших объектов
4 Теоретические модели
4.1 Модель расширяющейся Вселенной
4.1.1 Модель Фридмана
4.1.2 Объяснение закона Хаббла
4.1.3 ΛCDM
4.1.4 Дальнейшая эволюция расширения
4.2 Теория Большого взрыва (модель горячей Вселенной)
4.2.1 Энтропия Вселенной
4.2.1.1 Первые три минуты. Первичный нуклеосинтез
4.2.2 Проблемы теории Большого взрыва
4.3 Инфляционная модель
4.3.1 Мультивселенная
4.3.2 Альтернативы теории инфляции
4.4 Теория эволюции крупномасштабных структур
4.4.1 Общие положения
4.4.2 Эпоха до рекомбинации
4.4.3 После рекомбинации
4.4.4 Стадия доминирования тёмной энергии
4.4.5 Проблемы теории
4.5 Проблемы современных моделей
5 История открытия Вселенной
5.1 Древняя космография и ранняя астрономия
5.1.1 Цивилизации Азии и Средиземноморья
5.1.1.1 Месопотамия
5.1.1.2 Древний Египет
5.1.1.3 Древняя Греция
5.1.2 Цивилизации Северной и Южной Америк
5.1.2.1 Месоамерика
5.2 Средневековье
5.2.1 Европа
5.2.2 Исламский мир
5.2.3 Русь
5.3 Эпоха Возрождения (XV—XVI вв)
5.3.1 Раннее Возрождение (XV в)
5.3.2 Гелиоцентрическая система (вторая половина XVI в)
5.3.3 Позднее Возрождение (вторая половина XVI в)
5.4 Научная революция (XVII в)
5.5 XVIII—XIX вв.
5.6 XX век
6 См. также
7 Примечания
Этимология
В русском языке слово «Вселенная» является заимствованием из старославянского «въсєленаꙗ»[2], что является калькой древнегреческого слова «ойкумена»[3] (др.-греч. οἰκουμένη), от глагола οἰκέω «населяю, обитаю» и в первом значении имело смысл лишь обитаемой части мира. Поэтому русское слово «Вселенная» родственно существительному «вселение» и лишь созвучно определительному местоимению «всё». Самое общее определение для «Вселенной» среди древнегреческих философов, начиная с пифагорейцев, было τὸ πᾶν (Всё), включавшее в себя как всю материю (τὸ ὅλον), так и весь космос (τὸ κενόν)[4].
Облик Вселенной
Химический состав[5] Средняя температура реликтового излучения Плотность материи во вселенной[6] Уравнение состояния[6]
H — 75 %
He — 23 %
O — 1 %
C — 0,5 % 2,725 К 10−29г/см3. Из них:
Темная энергия — 74 %
Темная материя — 22 %
Барионное вещество — 4 % -1.1±0.4
Представляя Вселенную как весь окружающий мир, мы сразу делаем её уникальной и единственной. И вместе с этим лишаем себя возможности описать её в терминах классической механики: из-за своей уникальности Вселенная ни с чем не может взаимодействовать, она — система систем, и поэтому в её отношении теряют свой смысл такие понятия, как масса, форма, размер. Вместо этого приходится прибегать к языку термодинамики, употребляя такие понятия как плотность, давление, температура, химический состав.
Расширение Вселенной
Однако Вселенная мало похожа на обычный газ. Уже на самых крупных масштабах мы сталкиваемся с расширением Вселенной и реликтовым фоном. Природа первого явления — гравитационное взаимодействие всех существующих объектов. Именно его развитием определяется будущее Вселенной.
Второе же явление это наследство ранних эпох, когда свет горячего Большого взрыва практически перестал взаимодействовать с материей, отделился от неё. Сейчас из-за расширения Вселенной из видимого диапазона большинство излучённых тогда фотонов перешли в микроволновой радиодиапазон.
Иерархия масштабов во Вселенной
При переходе к масштабам меньше 100 Мпк обнаруживается чёткая ячеистая структура. Внутри ячеек пустота — войды. А стенки образованы из сверхскоплений галактик. Эти сверскопления — верхний уровень целой иерархии, затем идут скопления галактик, потом локальные группы галактик, а самый нижний уровень (масштаб 5—200 кпк) — это огромное многообразие самых различных объектов. Конечно, все они — галактики, но все они различны: это и линзовидные, неправильные, эллиптические, спиральные, с полярным кольцами, с активными ядрами и т. д.
Из них отдельно стоит упомянуть квазары, отличающихся очень высокой светимостью и настолько малым угловым размером, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от «точечных источников» — звёзд. Болометрическая светимость квазаров может достигать 1046 — 1047 эрг/с[7].
Переходя к составу галактики мы обнаруживаем: темную материю, космические лучи, межзвездный газ, шаровые скопления, рассеянные скопления, двойные звезды, звездные системы больше кратности, сверхмассивные черные дыры и черные дыры звездной массы, и, наконец, одиночные звезды разного населения.
Их индивидуальная эволюция и взаимодействие друг с другом порождает множество явлений. Так предполагается, что источником энергии у упомянутых уже квазаров служит аккреция межзвездного газа на сверхмассивную центральную чёрную дыру.
Отдельно стоит упомянуть и о гамма-всплесках — это внезапные кратковременные локализуемые повышения интенсивности космического гамма-излучения с энергией в десятки и сотни кэВ[8]. Из оценок расстояний до гамма-всплесков можно сделать вывод, что излучаемая ими энергия в гамма-диапазоне достигает 1050 эрг. Для сравнения, светимость всей галактики в этом же диапазоне составляет «всего» 1038 эрг/c. Такие яркие вспышки видны из самых далеких уголков Вселенной, так у GRB 090423 красное смещение z = 8,2.
Сложнейшим комплексом, включающим в себя множество процессов, является эволюция галактики[9]:
Process in)galaxy.png
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. Процессы, масштабы которых сравнимы или больше размера галактики (на диаграмме это все остальные, не вошедшие в центральную область), меняют морфологическую структуру, темп звездообразования, а значит, и скорость химической эволюции, спектр галактики и так далее.
Наблюдения
Основная статья: Астрономия
Описанное выше многообразие порождает целый спектр задач наблюдательного характера. В одну группу можно включить изучение отдельных феноменов и объектов, а это:
Феномен расширения. А для этого нужно измерять расстояния и красные смещения и как можно более далеких объектов. При ближайшем рассмотрении это выливается в целый комплекс задач, называемый шкалой расстояний.
Реликтовый фон.
Отдельные удаленные объекты, как квазары и гамма-всплески.
Далёкие и старые объекты излучают мало света и необходимы гигантские телескопы, такие как обсерватория Кека, VLT, БТА, «Хаббл» и строящиеся E-ELT и «Джеймс Уэбб». Кроме того, для выполнения первой задачи необходимы и специализированные средства — такие, как Hipparcos и разрабатывающаяся Gaia.
Как было сказано, излучение реликтового лежит в микроволновом диапазоне длин волн, следовательно для его изучения необходимы радионаблюдения и, желательно, космическими телескопами, такими как WMAP и «Планк».
Уникальные особенности гамма-всплесков требуют не только гамма-лабораторий на орбите, наподобие SWIFT, но и необычных телескопов — робот-телескопов — чье поле зрения больше, чем у вышеупомянутых инструментов SDSS, и способных наблюдать в автоматическом режиме. Примерами таких систем может служить телескопы российской сети «Мастер» и российско-итальянский проект Tortora.
Предыдущие задачи — это работа по отдельным объектам. Совсем иной подход требуется для:
Изучения крупномасштабной структуры Вселенной.
Изучение эволюцию галактик и процессов её составляющие. Таким образом нужны наблюдения как можно более старых объектов и как можно в большем числе.
С одной стороны необходимы массовые, обзорные наблюдения. Это вынуждает использовать телескопы с широким полем, например, такие, как в проекте SDSS. С другой стороны требуется детализация, на порядки превышающая надобности большинства задач предыдущей группы. А это возможно только с помощью РСДБ-наблюдений, с базой в диаметр Земли, или ещё больше как эксперименте «Радиоастрон».
Отдельно стоит выделить поиск реликтовых нейтрино. Для её решения необходимо задействовать специальные телескопы — нейтринные телескопы и нейтринные детекторы, — такие как Баксанский нейтринный телескоп, Байкальский подводный, IceCube, KATRIN.
Одно изучение гамма-всплесков, да реликтового фона свидетельствует о том, что только оптическим участком спектра тут не обойтись. Однако атмосфера Земли имеет всего два окна прозрачности: в радио- и оптическом диапазоне, и поэтому без космических обсерваторий не обойтись. Из ныне действующих в пример тут приведем Chandra, Integral, XMM-Newton, Гершель. В разработке находятся «Спектр-УФ», IXO, «Спектр-РГ», Astrosat и многие другие.
Шкала расстояний и космологическое красное смещение
Основная статья: Шкала расстояний в астрономии
Измерение расстояния в астрономии - многоступенчатый процесс. И основная сложность заключается в том, что наилучшие точности у разных методах достигаются на разных масштабах. Поэтому для измерений всё более и более далеких объектов используется всё более и более длинная цепочка методов, каждый из которых опирается на результаты предыдущего.
В основании всех эти цепочек лежит метод тригонометрического параллакса - базовый, единственный, где расстояние измеряется геометрически, с минимальным привлечением допущений и эмпирических закономерностей. Прочие методы, в большинстве своем, для измерения расстояния используют стандартную свечу - источник с известной светимостью. И расстояние до него можно вычислить[10]:
D^2=\frac{L}{4\pi F}
где D - искомое расстояние, L — светимость, а F - измеренный световой поток.
Метод тригонометрического параллакса
Схема возникновения годичного параллакса
Параллакс — это угол, возникающий благодаря проекции источника на небесную сферу. Различают два вида параллакса: годичный и групповой[11].
Годичный параллакс — угол, под которым был бы виден средний радиус земной орбиты из центра масс звезды. Из-за движения Земли по орбите видимое положение любой звезды на небесной сфере постоянно сдвигается — звезда описывает эллипс, большая полуось которого оказывается равной годичному параллаксу. По известному параллаксу из законов евклидовой геометрии расстояние от центра земной орбиты до звезды можно найти как[11]:
D=\frac{2R}{2 \sin \alpha/2}\approx \frac{2R}{\alpha} ,
где D - искомое расстояние, R - радиус земной орбиты, а приближённое равенство записано для малого угла (в радианах). Данная формула хорошо демонстрирует основную трудность этого метода: с увеличением расстояния значение параллакса убывает по гиперболе, и поэтому измерение расстояний до далеких звезд сопряжено со значительными техническими трудностями.
Суть группового параллакса состоит в следующем: если некое звёздное скопление имеет заметную скорость относительно Земли, то по законам проекции видимые направления движения его членов будут сходиться в одной точке, называемой радиантом скопления. Положение радианта определяется из собственных движений звёзд и смещения их спектральных линий, возникшего из-за эффекта Доплера. Тогда расстояние до скопления находится из следующего соотношения[12]:
D=\frac{V_r \mathrm{tg}(\lambda)}{4.738\mu},
где μ и 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. Только Гиады имеют заметный групповой параллакс, но до запуска спутника Hipparcos только таким способом можно откалибровать шкалу расстояний для старых объектов[11].
Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры
На цефеидах и звёздах типа RR Лиры единая шкала расстояний расходится на две ветви — шкалу расстояний для молодых объектов и для старых[11]. Цефеиды расположены, в основном, в областях недавнего звёздообразования, и поэтому являются молодыми объектами. Переменные типа RR Лиры тяготеют к старым системам, например, особенно их много в шаровых звёздных скоплениях в гало нашей Галактики.
Оба типа звёзд являются переменными, но если цефеиды — недавно образовавшиеся объекты, то звёзды типа RR Лиры сошли с главной последовательности — гиганты спектральных классов A—F, расположенные, в основном, на горизонтальной ветви диаграммы «цвет-величина» для шаровых скоплений. Однако, способы их использования как стандартных свеч различны:
Для цефеид существует хорошая зависимость «период пульсации — абсолютная звёздная величина». Скорее всего, это связано с тем, что массы цефеид различны.
Для звёзд RR Лиры средняя абсолютная звёздная величина примерно одинакова и составляет M_{RR}\approx0.78^m[11].
Определение данным методом расстояний сопряжено с рядом трудностей:
Необходимо выделить отдельные звёзды. 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.
Кроме того, для цефеид остаётся серьёзной проблемой точное определение нуль-пункта зависимости «период пульсации — светимость». На протяжении XX века его значение постоянно менялось, а значит, менялась и оценка расстояния, получаемая подобным способом. Светимость звезд типа RR Лиры, хотя и почти постоянна, но всё же зависит от концентрации тяжелых элементов.
Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia
Кривые блеска различных сверхновых.
Вспышка сверхновой - колоссальный взрывной процесс, происходящий по всему телу звезды,при этом выделившейся энергии лежит в диапазоне от 1050 — 1051 эрг[13]. А также сверхновые типа Ia имеют одинаковую светимость в максимуме блеска. Вместе это позволяет измерять расстояния до очень далеких галактик.
Именно благодаря им в 1998 году две группы наблюдателей открыли ускорение расширения Вселенной[14]. На сегодняшний день факт ускорения почти не вызывает сомнений, однако, по сверхновым невозможно однозначно определить его величину: всё ещё крайне велики ошибки для больших z[10][15].
Обычно, помимо общих для всех фотометрических методов, к недостаткам и открытым проблемам относят[16]:
Проблема К-поправки. Суть этой проблемы состоит в том, что измеряется не боллометрическая интенсивность (интегрированная по всему спектру), а в определенном спектральном диапазоне приемника. Это значит, что для источников, имеющие разные красные смещения, измеряется интенсивность в разных спектральных диапазонах. Для учета этого различия вводится особая поправка, называемая К-поправка.
Форма кривой зависимости расстояния от красного смещения измеряется разнымиобсерваториями на разных инструментах, что порождает проблемы с калибровками потоков и т.п.
Раньше считалось, что все сверхновые Ia - это взрывающиеся белые карлики в тесной двойной системе, где второй компонент это красный гигант. Однако появились свидетельства, что по крайне мере часть из них могут возникать в ходе слияния двух белых карликов, а значит этот подкласс уже не походит для использования в качестве стандартной свечи.
Зависимость светимости сверхновой от химического состава звезды-предшественницы.
Метод определения расстояния по гравитационным линзам
Геометрия гравитационного линзирования
Проходя около массивного тела, луч света отклоняется. Таким образом, массивное тело способно собирать параллельный пучок света в некотором фокусе, строя изображение, причём их может быть несколько. Это явление называется гравитационным линзированием. Если линзируемый объект — переменный, и наблюдается несколько его изображений, это открывает возможность измерения расстояний, так как между изображениями будут различные временны́е задержки из-за распространения лучей в разных частях гравитационного поля линзы (эффект аналогичен эффекту Шапиро в Солнечной системе).[17]
Если в качестве характерного масштаба для координат изображения ξ и источника η (см. рисунок) в соответствующих плоскостях взять ξ0=Dl и η0=ξ0Ds/Dl (где D — угловое расстояние), тогда можно записывать временно́е запаздывание между изображениями номер i и j следующим образом[17]:
\Delta t=\frac{1}{c}\frac{D_sD_l}{D_{ls}}(1+z_l)\left|\frac{1}{2}((x_j-y)^2-(x_i-y)^2) + \psi(x_i, y)-\psi(x_j, y)\right|
где x=ξ/ξ0 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. Считается, что в большинстве случаев реальный потенциал линзы хорошо аппроксимируется моделью, в которой вещество распределено радиально симметрично, а потенциал превращается в бесконечность. Тогда время задержки определяется по формуле:
\Delta t=\frac{1}{c}\frac{D_sD_l}{D_{ls}}(1+z_l)\left|x_i-x_j\right|.
Однако, на практике чувствительность метода к виду потенциала гало галактики существенна. Так, измеренное значение H0 по галактике SBS 1520+530 в зависимости от модели колеблется от 46 до 72 км/(с Мпк)[18].
Метод определения расстояния по красным гигантам
Ярчайшие красные гиганты имеют одинаковую абсолютную звёздную величину −3.0m±0.2m[19], а значит, подходят на роль стандартных свеч. Наблюдательно первым этот эффект обнаружил Сендидж в 1971 году. Предполагается, что эти звёзды либо находятся на верхней точке первого подъёма ветви красных гигантов звёзд малой массы (меньше солнечной), либо лежат на асимптотической ветви гигантов.
Основным достоинством метода является то, что красные гиганты удалены от областей звёздообразования и повышенной концентрации пыли, что сильно облегчает учёт поглощения. Их светимость также крайне слабо зависит от металличности как самих звёзд, так и окружающей их среды. Основная проблема данного метода — выделение красных гигантов из наблюдений звёздного состава галактики. Существует два пути её решения[19]:
Классический — метод выделения края изображений. При этом обычно применяют Собелевский фильтр. Начало провала — искомая точка поворота. Иногда вместо собелевского фильтра в качестве аппроксимирующей функции берут гауссиану, а функция выделения края зависит от фотометрических ошибок наблюдений. Однако, по мере ослабления звезды растут и ошибки метода. В итоге предельно измеряемый блеск на две звездных величины хуже, чем позволяет аппаратура.
Второй путь — построение функции светимости методом максимального правдоподобия. Данный способ основывается на том, что функция светимости ветви красных гигантов хорошо аппроксимируется степенной функцией:
\xi(m)\propto 10^{am},
где a — коэффициент, близкий к 0,3, m — наблюдаемая звёздная величина. Основная проблема — расходимость в некоторых случаях рядов, возникающих в результате работы метода максимального правдоподобия[19].
Проблемы и современные дискуссии
Одной из проблем является неопределённость в значении постоянной Хаббла и её изотропии. Одна группа исследователей утверждает, что значение постоянной Хаббла флуктуирует на масштабах 10-20°[20]. Возможных причин этому явлению несколько:
Реальный физический эффект — в таком случае космологическая модель должна быть кардинально пересмотрена;
Стандартная процедура усреднения ошибок некорректна[21].
Это также ведет к пересмотру космологической модели, но возможно, не такой значительной[22]. В свою очередь, многие другие обзоры и их теоретическая интерпретация не показывают анизотропии, превышающей локально обусловленную ростом неоднородности, в которую входит и наша Галактика, в изотропной в целом Вселенной[23][24][25][26].
Изучение реликтового фона
Спектр реликтового излучения
Информация, которую возможно получить, наблюдая реликтовый фон, крайне разнообразна: примечателен сам факт существования реликтового фона. Если Вселенная существовала вечно, то неясна причина его существования — массовых источников, способных создать такой фон, мы не наблюдаем. Однако если время жизни Вселенной конечно, то очевидно, что причина его возникновения кроется на начальных этапах её становления.[27]
На сегодняшний день доминирует мнение, что реликтовое излучение — это излучение, высвободившееся в момент образовании атомов водорода. До этого излучение было заперто в веществе, а вернее, в том, что тогда оно из себя представляло — плотной горячей плазме.
Метод анализа реликтового фона на этом предположении и базируется. Если мысленно проследить путь каждого фотона, то получится, что поверхность последнего рассеяния — сфера, тогда колебания температуры удобно разложить в ряд по сферическим функциям[27]:
\delta T(\theta,\phi)=\sum_{l=2}^{\infty}\sum_{m=-l}^{l}a_{lm}Y_{lm}(\theta,\phi)
где a_{lm} — коэффициенты, называемые мультипольными, а Y_{lm} — сферические гармоники. Получающаяся информация довольно разнообразна.
Различная информация заложена также и в отклонениях от чернотельного излучения. Если отклонения масштабны и систематичны, то наблюдается эффект Сюняева — Зельдовича, малые же флуктуации обусловлены флуктуациями вещества на ранних стадиях развития Вселенной.
Особо ценную информацию о первых секундах жизни Вселенной (в частности, о стадии инфляционного расширения) несёт поляризация реликтового фона.
Эффект Сюняева — Зельдовича
Основная статья: Эффект Сюняева — Зельдовича
Если фотоны реликтового фона на своём пути встречают горячий газ скоплений галактик, то в ходе рассеяния за счёт обратного эффекта Комптона фотоны будут разогреваться (то есть увеличат частоту), забирая часть энергии у горячих электронов. Наблюдательно это будет проявляться снижением потока реликтового излучения в направлении крупных скоплений галактик в длинноволновой области спектра.
С помощью этого эффекта можно получить информацию[28]:
о давлении горячего межгалактического газа в скоплении, а, возможно, и о самой массе скопления;
о скорости скопления вдоль луча зрения (из наблюдений на разных частотах);
о величине постоянной Хаббла H0, с привлечением наблюдений в гамма-диапазоне.
При достаточном количестве наблюдаемых скоплений можно определить и общую плотность Вселенной Ω.
Поляризация
Карта поляризации реликтового излучения по данным WMAP
Поляризация реликтового излучения могла возникнуть только в эпоху просветления. Так как рассеяние томпсоновское, то реликтовое излучение линейно поляризовано. Соответственно, параметры Стокса Q и U, характеризующие линейные параметры, отличны, а параметр V равен нулю. Если интенсивность можно разложить по скалярным гармоникам, то поляризацию можно разложить по так называемым спиновым гармоникам[27]:
Q+iU=\sum_{l,m}a_{lm}^{\pm2}Y_{lm}^{\pm2}(\theta, \phi)
Выделяются E-мода (градиентная составляющая) и B-мода (роторная составляющая)[29].
a_{lm}^E=\frac{1}{2}\left(a_{lm}^{+2}+a_{lm}^{-2}\right)
a_{lm}^B=\frac{1}{2}\left(a_{lm}^{+2}-a_{lm}^{-2}\right)
E-мода может появляться при прохождении излучения через неоднородную плазму вследствие томпсоновского рассеяния. B-мода, максимальная амплитуда которой достигает всего лишь 0,1 \mu K, возникает лишь при взаимодействии с гравитационными волнами.
B-мода является признаком инфляции Вселенной и определяется плотностью первичных гравитационных волн. Наблюдение B-моды является сложной задачей вследствие неизвестного уровня шума для этой компоненты реликтового излучения, а также за счёт того, что B-мода смешивается слабым гравитационным линзированием с более сильной E-модой[30].
На сегодняшний день поляризация обнаружена, её величина на уровне в несколько \mu K (микрокельвинов). Причем зарегистрирована только E-мода, B-мода не наблюдается.
Флуктуации реликтового фона
После удаления фоновых источников, постоянной составляющей дипольной и квадрупольной гармоник, остаются только разбросанные по небу флуктуации, разброс амплитуды которых лежит в диапазоне от −15 до 15 μK[6].
Для сравнение с теоретическими данным сырые данные приводятся к вращательно-инвариантной величине[27]:
C_l=\frac{1}{2l+1}\sum_{l=-m}^{l=m}\left|a_{lm}\right|^2
«Спектр» же строят для величины l(l+1)Cl/2π, из которого получают важные для космологии выводы. К примеру, по положению первого пика можно судить о полной плотности Вселенной, а по его величине — содержание барионов.
Так из совпадения кросс-корреляции между анизотропией и E-модой поляризации с теоретическими предсказанными для малых углов (θ<5°) и значительного расхождения в области больших можно сделать о наличии эпохи рекомбинации на z ≈ 15—20.
Так как флуктуации гауссовы, то можно использовать метод марковских цепей для построения поверхности максимального правдоподобия. В целом обработка данных по реликтовому фону это целый комплекс программ. Однако, как итоговый результат, так и используемые предположения и критерия вызывают дискуссию. Различными группами показано, отличие распределения флуктуаций от гауссова, зависимость карты распределений от алгоритмов его обработки[31][32][33].
Неожиданным результатом стало аномальное распределение на больших масштабах(от 6° и больше). Качество последних подтверждающих данных, полученные на космической обсерватории имени Планка, исключают ошибки измерений. Возможно, они вызваны ещё не обнаруженным и не исследованным явлением[34].
Наблюдение далеких объектов
Лайман-альфа лес
Основная статья: Лайман-альфа лес
В спектрах некоторых далеких объектов можно наблюдать большое скопление сильных абсорбционных линий на малом участке спектра (т. н. лес линий). Эти линии отождествляются как линии серии Лаймана, но имеющие разные красные смещения.
Облака нейтрального водорода эффективно поглощают свет на длинах волн от Lα(1216 Å) до лаймановского предела. Излучение, изначально коротковолновое, на пути к нам из-за расширения Вселенной поглощается там, где его длина волны сравнивается с этим «лесом». Сечение взаимодействия очень большое и расчёт показывает, что даже малой доли нейтрального водорода достаточно для создания большого поглощения в непрерывном спектре.
При большом количестве облаков нейтрального водорода на пути света, линии будто настолько близко друг к другу, что на довольно широком интервале в спектре образуется провал. Длинноволновая граница этого интервала обусловлена Lα, а коротковолновая зависит от ближайшего красного смещения, ближе которого среда ионизована и нейтрального водорода мало. Подобный эффект носит названия эффекта Гана-Петерсона.
Эффект наблюдается в квазарах с красным смещением z > 6. Отсюда делается вывод, что эпоха ионизации межгалактического газа началась с z ≈ 6[35][36].
Гравитационно-линзированные объекты
Основная статья: Гравитационная линза
К эффектам, наблюдения которых возможны также для любого объекта (даже не важно, чтобы он был далеким), необходимо отнести и эффект гравитационного линзирования. В прошлом разделе было указано, что с помощью гравитационного линзирования строят шкалу расстояний, это вариант так называемого сильного линзирования, когда угловое разделение изображений источника можно непосредственно наблюдать. Однако существует ещё и слабое линзирование, с его помощью можно исследовать потенциал изучаемого объекта. 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. Также выяснилось, что обеспечивает эту стабильность масса, проявляющаяся только в гравитационном взаимодействии — тёмная масса или, как её называют в космологии, тёмная материя[37][38].
Наблюдения квазаров
Природа квазара
Уникальное свойство квазаров — большие концентрации газа в области излучения. По современным представлениям, аккреция этого газа на чёрную дыру и обеспечивает столь высокую светимость объектов. Высокая концентрация вещества означает и высокую концентрацию тяжёлых элементов, а значит и более заметные абсорбционные линии. Так, в спектре одного из линзируемых квазаров были обнаружены линии воды[39].
Уникальным преимуществом является и высокая светимость в радиодиапазоне, на её фоне поглощение части излучения холодным газом более заметно. При этом газ может принадлежать как родной галактике квазара, так и случайному облаку нейтрального водорода в межгалактической среде, или галактике, случайно попавшей на луч зрения (при этом нередки случаи, когда такая галактика не видна — она слишком тусклая для наших телескопов). Изучение межзвёздного вещества в галактиках данным методом называется «изучением на просвет», к примеру, подобным образом была обнаружена первая галактика со сверхсолнечной металличностью[40].
Также важным результатом применения данного метода, правда не в радио-, а в оптическом диапазоне, являются измерения первичного обилия дейтерия. Современное значение обилия дейтерия, полученное по таким наблюдениям, составляет D/H_p\approx 3\cdot 10^{-5}[41].
С помощью квазаров получены уникальные данные о температуре реликтового фона на z ≈ 1,8 и на z = 2,4. В первом случае исследовались линии сверхтонкой структуры нейтрального углерода, для которых кванты с T ≈ 7,5 К (предполагаемая температура реликтового фона на тот момент) играют роль накачки, обеспечивая инверсную заселённость уровней[42]. Во втором случае обнаружили линии молекулярного водорода H2, дейтерида водорода HD, а также молекулы оксида углерода СО, по интенсивности спектра которой как раз и измерили температуру реликтового фона, она с хорошей точностью совпала с ожидаемым значением[43].
Ещё одно достижение, состоявшееся благодаря квазарам — оценка темпа звездообразования на больших z. Сначала, сравнивая спектры двух различных квазаров, а потом сравнивая отдельные участки спектра одного и того же квазара, обнаружили сильный провал на одном из UV участков спектра[44]. Столь сильный провал мог быть вызван только большой концентрацией пыли, поглощающей излучение. Ранее пыль пытались обнаружить по спектральным линиям, но выделить конкретные серии линий, доказывающее, что это именно пыль, а не примесь тяжёлых элементов в газе, не удавалось. Именно дальнейшее развитие этого метода позволило оценить темп звёздообразования на z от ~ 2 до ~ 6[45].
Наблюдения гамма-всплесков
Популярная модель возникновения гамма-всплеска
Гамма-всплески — уникальное явление, и общепризнанного мнения о его природе не существует. Однако подавляющее большинство учёных соглашается с утверждением, что прародителем гамма всплеска являются объекты звёздной массы[46].
Уникальные возможности применения гамма-всплесков для изучения структуры Вселенной состоят в следующем[46]:
Так как прародителем гамма-всплеска является объект звёздной массы, то и проследить гамма-всплески можно на большее расстояние, нежели квазары, как по причине более раннего формирования самого прародителя, так и из-за малой массы чёрной дыры квазара, а значит и меньшей его светимости на тот период времени.
Спектр гамма-всплеска — непрерывный, то есть не содержит спектральных линий. Это означает, что самые далёкие линии поглощения в спектре гамма-всплеска — это линии межзвёздной среды родительской галактики. Из анализа этих спектральных линий можно получить информацию о температуре межзвёздной среды, её металличности, степени ионизации и кинематике.
Гамма-всплески дают чуть ли не идеальный способ изучать межгалактическую среду до эпохи реионизации, так как их влияние на межгалактическую среду на 10 порядков меньше, нежели квазаров, из-за малого времени жизни источника.
Если послесвечение гамма-всплеска в радиодиапазоне достаточно сильное, то по линии 21 см можно судить о состоянии различных структур нейтрального водорода в межгалактической среде вблизи от галактики-прародителя гамма-всплеска.
Детальное изучение процессов формирования звёзд на ранних этапах развития Вселенной с помощью гамма-всплесков сильно зависит от выбранной модели природы явления, но если набрать достаточную статистику и построить распределения характеристик гамма-всплесков в зависимости от красного смещения, то, оставаясь в рамках довольно общих положений, можно оценить темп звёздообразования и функцию масс рождающихся звёзд[46].
Если принять предположение, что гамма-всплеск — это взрыв сверхновой звезды населения III, то можно изучать историю обогащения Вселенной тяжёлыми металлами.
Также гамма-всплеск может служить указателем на очень слабую карликовую галактику, которую трудно обнаружить при «массовом» наблюдении неба.
Серьезной проблемой для наблюдения гамма-всплесков в общем и применимости их для изучения Вселенной, в частности, является их спорадичность и краткость времени, когда послесвечение всплеска, по которому только и можно определить расстояние до него, можно наблюдать спектроскопически.
Изучение эволюции Вселенной и её крупномасштабной структуры
Изучение крупномасштабной структуры
Данные о крупномасштабной структуре 2df обзора
Первым способом изучения крупномасштабной структуры Вселенной, не потерявший своей актуальности, стал так называемый метод «звёздных подсчётов» или метод «звёздных черпков». Суть его в подсчёте количества объектов в различных направлениях. Применён Гершелем в конце XVIII века, когда о существовании далеких космических объектов только догадывались, и единственными объектами, доступными для наблюдений, были звёзды, отсюда и название. Сегодня, естественно, считают не звёзды, а внегалактические объекты (квазары, галактики), и помимо выделенного направления строят распределения по z.
Крупнейшими источниками данных о внегалактических объектах являются отдельные наблюдения конкретных объектов, обзоры типа SDSS, APM, 2df, а также компилятивные базы данных, такие как Ned и Hyperleda. Например, в обзоре 2df охват неба составлял ~ 5 %, среднее z — 0,11 (~ 500 Мпк), количество объектов — ~ 220 000.
Уже на представленном рисунке можно видеть, что галактики расположены в пространстве неоднородно на малых масштабах. После более детального рассмотрения обнаруживается, что пространственная структура распределения галактик — ячеистая: узкие стенки с шириной, определяемой величиной скоплений и сверхскоплений галактик, а внутри этих ячеек — пустоты, так называемые войды[38].
Доминирующим является мнение, что при переходе к масштабам сотен мегапарсек ячейки складываются и усредняются, распределение видимого вещества становится однородным[47][48]. Однако однозначность в этом вопросе пока не достигнута: применяя различные методики некоторые исследователи приходят к выводам об отсутствии однородности распределения галактик вплоть до самых больших исследованных масштабов[49][50]. Вместе с тем, неоднородности в распределении галактик не отменяют факта высокой однородности Вселенной в начальном состоянии, выводимого из высокой степени изотропии реликтового излучения.
Вместе с этим установлено, что распределения количества галактик по красному смещению имеет сложный характер. Зависимость для разных объектов различна. Однако для всех них характерно наличие нескольких локальных максимумов[51][52][53]. С чем это связано — пока не совсем понятно.
До последнего времени не было ясности в том, как эволюционирует крупномасштабная структура Вселенной. Однако работы последнего времени показывают, что первыми сформировались крупные галактики, и только потом уже мелкие (так называемый downsizing-эффект)[54][55].
Наблюдения звёздных скоплений
Популяция белых карликов в шаровом звёздном скоплении NGC 6397. Синие квадраты — гелиевые белые карлики, фиолетовые кружки — «нормальные» белые карлики с высоким содержанием углерода.
Главное свойство шаровых скоплений для наблюдательной космологии — много звёзд одного возраста в небольшом пространстве. Это значит, что если каким-то способом измерено расстояние до одного члена скопления, то различие в расстоянии до других членов скопления пренебрежимо мало.
Одновременное формирование всех звёзд скопления позволяет определить его возраст: опираясь на теорию звёздной эволюции, строятся изохроны на диаграмме «цвет — звёздная величина», то есть кривые равного возраста для звёзд различной массы. Сопоставляя их с наблюдаемым распределением звёзд в скоплении, можно определить его возраст.
Метод имеет ряд своих трудностей. Пытаясь их решить, разные команды, в разное время получали разные возраста для самых старых скоплений, от ~8 млрд лет[56], до ~ 25 млрд лет[57].
В галактиках шаровые скопления, входящие в старую сферическую подсистему галактик, содержат множество белых карликов — остатков проэволюционировавших красных гигантов относительно небольшой массы. Белые карлики лишены собственных источников термоядерной энергии и излучают исключительно за счёт излучения запасов тепла. Белые карлики имеют приблизительно одинаковую массу звёзд-предшественниц, а значит — и приблизительно одинаковую зависимость температуры от времени. Определив по спектру белого карлика его абсолютную звёздную величину на данный момент и зная зависимость время—светимость при остывании, можно определить возраст карлика[58]
Однако данный подход связан как с большими техническими трудностями, — белые карлики крайне слабые объекты, — необходимо крайне чувствительные инструменты, чтоб их наблюдать. Первым и пока единственным телескопом, на котором возможно решение данной задачи является космический телескоп им. Хаббла. Возраст самого старого скопления по данным группы, работавшей с ним: 12,7\pm0,7 млрд лет[58], однако, результат оспаривается. Оппоненты указывают, что не были учтены дополнительные источники ошибок, их оценка 12,4^{+1,8}_{-1,5} млрд лет[59].
Наблюдения непроэволюционировавших объектов
NGC 1705 — галактика типа BCDG
Объекты, фактически состоящие из первичного вещества, дожили до нашего времени благодаря крайне малому темпу их внутренней эволюции. Это позволяет изучать первичный химический состав элементов, а также, не сильно вдаваясь в подробности и основываясь на лабораторных законах ядерной физики, оценить возраст подобных объектов, что даст нижний предел на возраст Вселенной в целом.
К такому типу можно отнести: звёзды малой массы с низкой металличностью (так называемые G-карлики), низкометалличные области HII, а также карликовые неправильные галактики класса BCDG (Blue Compact Dwarf Galaxy).
Согласно современным представлениям, в ходе первичного нуклеосинтеза должен был образоваться литий. Особенность это элемента заключается в том, что ядерные реакции с его участием начинаются при не очень больших, по космическим масштабам, температурах. И в ходе звездной эволюции изначальный литий должен был быть практически полностью переработан. Остаться он мог только у массивных звезд населения типа II. Такие звёзды имеют спокойную, не конвективную атмосферу, благодаря чему литий остаётся на поверхности, не рискуя сгореть в более горячих внутренних слоях звезды.
В ходе измерений, обнаружилось, что у большинства таких звезд обильность лития составляет[60]:
A(Li)=12+\log(Li/H)=2.12.
Однако есть ряд звезд, в том числе и сверхнизкометалличные, у которых обильность значительность ниже. С чем это связано, до конца не ясно, предполагается, что это как-то связано с процессами в атмосфере[61].
У звезды CS31082-001, принадлежащей звёздному населению типа II, были обнаружены линии и измерены концентрации в атмосфере тория и урана. Эти два элемента имеют различный период полураспада, поэтому со временем их соотношение меняется, и если как-то оценить первоначальное соотношение обильностей, то можно определить возраст звезды. Оценить можно двояким способом: из теории r-процессов, подтверждённой как лабораторными измерениями, так и наблюдениями Солнца; или можно пересечь кривую изменения концентраций за счёт распада и кривую изменения содержания тория и урана в атмосферах молодых звёзд за счёт химической эволюции Галактики. Оба метода дали схожие результаты: 15,5±3,2[62] млрд лет получены первым способом, 14{,}5^{-2{,}8}_{+2{,}2}[63] млрд лет — вторым.
Слабо металличные BCDG-галактикам (всего их существует ~10) и зоны HII — источники информации по первичному обилию гелия. Для каждого объекта из его спектра определяется металличность (Z) и концентрация He (Y). Экстраполируя определённым образом диаграмму Y-Z до Z=0, получают оценку первичного гелия.
Итоговое значения Yp разнится от одной группы наблюдателей к другой и от одного периода наблюдений к другому. Так, одна, состоящая из авторитетнейших специалистов в этой области: Изотова и Тхуан (Thuan) получили значение Yp=0,245±0,004[64] по BCDG-галактикам, по HII — зонам на данный момент (2010) они остановились на значении Yp=0,2565±0,006[65]. Другая авторитетная группа во главе с Пеймберт (Peimbert) получали также различные значения Yp, от 0,228±0,007 до 0,251±0,006[66].
Теоретические модели
Основная статья: Космологические модели
Из всего множества наблюдательных данных для построения и подтверждения теорий ключевыми являются следующие:
Все наблюдения, связанные со шкалой расстояний. Именно их результаты дают значения постоянной Хаббла H, в законе носящим его имя:
cz=H_0 D,,
где z — красное смещение галактики, D — расстояние до неё, c — скорость света.
Возраст Вселенной, получаемый из закона расширения должен быть строго больше возраста самых старых объектов. (К примеру, из наблюдений звездных скоплений )
Измерения первоначального обилия элементов. (К примеру, из наблюдений BCDG-галактик и G-карликов ).
Данные реликтового фона.
Данные об эволюции крупномасштабных структур. (Помимо непосредственных наблюдений структуры, источники данных могут быть самые разнообразные от наблюдений отдельных объектов до реликтового фона).
Их интерпретация начинается с постулата, утверждающего, что каждый наблюдатель в один и тот же момент времени, независимо от места и направления наблюдения обнаруживает в среднем одну и ту же картину. То есть на больших масштабах Вселенная пространственно однородна и изотропна. Заметим, данное утверждение не запрещает неоднородности во времени, то есть существования выделенных последовательностей событий, доступных всем наблюдателям.
Сторонники теорий стационарной Вселенной иногда формулируют «совершенный космологический принцип», согласно которому свойствами однородности и изотропности должно обладать четырёхмерное пространство-время. Однако наблюдаемые во Вселенной эволюционные процессы, по всей видимости не согласуются с таким космологическим принципом.
В общем случае для построения моделей применяются следующие теории и разделы физики:
Равновесная статистическая физика, её основные понятия и принципы, а также теория релятивистского газа.
Теория гравитации, обычно это ОТО. Хотя её эффекты проверены только в масштабах Солнечной системы[67][68], и её использование в масштабе галактик и Вселенной в целом может быть подвергнуто сомнению.
Некоторые сведения из физики элементарных частиц: список основных частиц, их характеристики, типы взаимодействия, законы сохранения. Космологические модели были бы много проще, если бы протон не был стабильной частицей и распадался бы[69], чего современные эксперименты в физических лабораториях не подтверждают.
На данный момент, комплекс моделей, наилучшим образом объясняющий наблюдательные данные является:
Теория Большого Взрыва.
Описывает химический состав Вселенной. Теория стадии инфляции.
Объясняет причину расширения. Модель расширения Фридмана.
Описывает расширение. Иерархическая теория.
Описывает крупномасштабную структуру.
прим.: зелёный цвет означает абсолютно доминирующие теории; янтарный — признана многими, но широко обсуждаемая; алый — испытывающая большие проблемы в последнее время, но поддерживаемая многими теоретиками.
Модель расширяющейся Вселенной
Основная статья: Расширение Вселенной
Модель расширяющейся Вселенной описывает сам факт расширения. В общем случае не рассматривается, когда и почему Вселенная начала расширяться. В основе большинства моделей лежит ОТО и её геометрический взгляд на природу гравитации.
Если изотропно расширяющуюся среду рассматривать в системе координат, жестко связанной с материей, то расширение Вселенной формально сводится к изменению масштабного фактора всей координатной сетки, в узлах которой «посажены» галактики. Такую систему координат называют сопутствующей. Начало же отсчёта обычно прикрепляют к наблюдателю.
Единой точки зрения, является ли Вселенная действительно бесконечной или конечной в пространстве и объёме, не существует. Тем не менее, наблюдаемая Вселенная конечна, поскольку конечна скорость света и существовал Большой Взрыв.
Модель Фридмана
Основная статья: Вселенная Фридмана
Стадия Эволюция a(\eta) Параметр Хаббла
Инфляционная a\propto e^{Ht} H^2=\frac{8\pi}{3}\frac{\rho_{vac}}{M^2_{pl}}
Радиационное доминирование
p=ρ/3 a\propto t^{\frac{1}{2}} H=\frac{1}{2t}
Пылевая стадия
p=const a\propto t^{\frac{2}{3}} H=\frac{2}{3t}
\Lambda-доминирование a\propto e^{Ht} H^2=\frac{8\pi}{3}G\rho_{\Lambda}
В рамках ОТО вся динамика Вселенной может быть сведена к простым дифференциальным уравнениям для масштабного фактора a(t).[70]
В однородном, изотропном четырехмерном пространстве с постоянной кривизной, расстояние между двумя бесконечно приближенными точками можно записать следующим образом:
ds^2 = cdt - a^2(t) \left(dr^2-k\frac{(rdr)^2}{1-kr^2}\right)
k — кривизна пространства (принимает значения −1 0 1), а r - радиус вектор.
Если же выражение для метрики подставить в уравнения ОТО, то получим следующую систему уравнений:
Уравнение энергии
\left(\frac{\dot a}{a}\right)^2=\frac{8\pi G\rho}{3}-\left(\frac{kc^2}{a^2}\right)+\frac{\Lambda c^2}{3}
Уравнение движения
\frac{\ddot a}{a}=-\frac{4\pi G}{3}\left(\rho +\frac{3P}{c^2}\right) + \frac{\Lambda c^2}{3}
Уравнение неразрывности
\frac{d\rho}{dt} =-3H\left(\rho +\frac{P}{c^2}\right)
где Λ — космологическая постоянная, ρ — средняя плотность Вселенной, P — давление, с — скорость света.
Приведенная система уравнений допускает множество решений, в зависимости от выбранных параметров. На самом деле значение параметров фиксированы только на текущий момент и с течением времени эволюционируют, поэтому эволюцию расширения описывает совокупность решений.[70]
Объяснение закона Хаббла
Допустим есть источник, расположенный в сопутствующей системе на расстоянии r1 от наблюдателя. Приемная аппаратура наблюдателя регистрирует фазу приходящей волны. Рассмотрим два интервала между точками с одной и тойже фазой[70]:
\frac{\delta t_1}{\delta t_0} =\frac{\nu_0}{\nu_1} \equiv 1+z
С другой стороны для световой волны в принятой метрике выполняется равенство:
dt = \pm a(t)\frac{dr}{\sqrt{1-kr^2}}
Если это уравнение проинтегрировать и вспомнить, что в сопутствующих координатах r не зависит от времени, то при условии малости длины волны относительно радиуса кривизны Вселенной получим соотношение:
\frac{\delta t_1}{a(t_1)} =\frac{\delta t_0}{a(t_0)}
Если теперь его подставить в первоначальное соотношение:
1+z = \frac{a(t_0)}{a(t_1)}
После разложения правой части в ряд Тейлора с учетом члена первого порядка малости получим соотношение в точности совпадающее с законом Хаббла. Где постоянная H принимает вид:
H=\frac{\dot a (t)}{a(t)}
ΛCDM
Основная статья: Модель Лямбда-CDM
Космологические параметры по данным WMAP и Planck
WMAP[6] Planck[71]
Возраст Вселенной t0 млрд.лет 13.75±0.13 13.81±0.06
H0 км/с/МПк 71.0±2.5 67.4±1.4
Плотность барионной материи Ωbh2 0.0226±0.0006 0.0221 ± 0.0003
Плотность темной материи Ωсh2 0.111 ± 0.006 0.120 ± 0.003
Общая плотность Ωt 1.08+0.09-0.07 1.0 ±0.02
Плотность барионной материи Ωb 0.045±0.003
Плотность темной энергии ΩΛ 0.73±0.03 0.69±0.02
Плотность темной материи Ωc 0.22±0.03
Как уже говорилось, уравнения Фридмана допускают множество решений, в зависимости от параметров. И современная модель ΛCDM - это модель Фридмана с общепринятыми параметрами. Обычно в работе наблюдателей они приводятся в понятиях, связанных с критической плотностью[70]:
\rho_{cr} = \frac{3H_0^2}{8\pi G}
Если выразить левую часть из закона Хаббла, то после приведения получим следующий вид:
1 = \Omega_m +\Omega_k +\Omega_{\Lambda} ,
где Ωm=ρ/ρcr , Ωk = -(kc2)/(a2H2) , ΩΛ=(8πGΛc2)/ρcr. Из этой записи видно, что если Ωm+ΩΛ= 1 , т.е суммарная плотность материи и темной энергии равна критической, то k = 0, т.е. пространство плоское, если больше, то k = 1, если меньше k= -1
В современной общепринятой модели расширения космологическая постоянная положительна и существенно отлична от нуля, то есть на больших масштабах возникают силы антигравитации. Природа таких сил неизвестна, теоретически подобный эффект можно было бы объяснить действием физического вакуума, однако ожидаемая плотность энергии оказывается на много порядков больше, чем энергия, соответствующая наблюдаемому значению космологической постоянной — проблема космологической постоянной[70].
Остальные варианты на данный момент представляют только теоретический интерес, однако это может измениться при появлении новых экспериментальных данных. Современная история космологии уже знает подобные примеры: модели с нулевой космологической постоянной безоговорочно доминировали (помимо короткого всплеска интереса к другим моделям в 1960-е гг.) с момента открытия Хабблом космологического красного смещения и до 1998 года, когда данные по сверхновым типа Ia убедительно опровергли их[комм. 2].
Дальнейшая эволюция расширения
Дальнейший ход расширения в общем случае зависит от значений космологической постоянной Λ, кривизны пространства k и уравнения состояния P(ρ). Однако качественно эволюцию расширения можно оценить, опираясь на достаточно общие предположения.[70]
Λ < 0
Если значение космологической постоянной отрицательно, то действуют только силы притяжения и более никаких. Правая часть уравнения энергии будет неотрицательной только при конечных значениях R. Это означает, что при некотором значении Rc Вселенная начнет сжиматься при любом значении k и вне зависимости от вида уравнения состояния[72].
Λ = 0
В случае, если космологическая постоянная равна нулю, то эволюция при заданном значении H0 целиком и полностью зависит от начальной плотности вещества[70]:
\left(\frac{da}{dt}\right)^2=G\frac{8\pi\rho_0 a_0^3}{3a} -a_0^2H_0\left(\rho_0 - \frac{3H_0^2}{8\pi G}\right).
Если \rho_0 =\rho_{cr} , то расширение продолжается бесконечно долго, в пределе с асимптотически стремящейся к нулю скоростью. Если плотность больше критической, то расширение Вселенной тормозится и сменяется сжатием. Если меньше, то расширение идёт неограниченно долго с ненулевым пределом H.
Λ > 0
Если Λ>0 и k≤0, то Вселенная монотонно расширяется, но в отличие от случая с Λ=0 при больших значениях R скорость расширения растёт[72]:
R\propto exp[(\Lambda/3)^{1/2}t].
При k=1 выделенным значением является \Lambda_c=4\pi G\rho. В этом случае существует такое значение R, при котором R'=0 и R''=0, то есть Вселенная статична.
При Λ>Λc скорость расширения убывает до какого-то момента, а потом начинает неограниченно возрастать. Если Λ незначительно превышает Λc, то на протяжении некоторого времени скорость расширения остаётся практически неизменной.
В случае Λ<Λc всё зависит от начального значения R, с которого началось расширения. В зависимости от этого значения Вселенная либо будет расширяться до какого-то размера, а потом сожмется, либо будет неограниченно расширяться.
Теория Большого взрыва (модель горячей Вселенной)
Основная статья: Большой взрыв
Теория Большого взрыва — теория первичного нуклеосинтеза. Отвечает на вопрос — каким образом образовались химические элементы и почему распространенность их именно такая, какая сейчас наблюдается. Зиждется на экстраполяции законов ядерной и квантовой физики, в предположении, что при движении в прошлое, средняя энергия частиц (температура) возрастает[73].
Граница применимости — область высоких энергий, выше которых перестают работать изученные законы. При этом вещества как такового уже и нет, а есть практически чистая энергия. Если экстраполировать закон Хаббла на тот момент, то окажется, что видимая область Вселенный разместилась в небольшом объёме. Малый объём и большая энергия — характерное состояние вещества после взрыва, отсюда и название теории — теория Большого Взрыва. При этом остается за рамками ответ на вопрос: «Что вызвало это взрыв и какова его природа?».
Также теория Большого взрыва предсказала и объяснила происхождение реликтового излучения — это наследие того момента, когда ещё всё вещество было ионизованным и не могло сопротивляться давлению света. Иными словами, реликтовый фон — это остаток «фотосферы Вселенной».
Энтропия Вселенной
Основная статья: Энтропия Вселенной
Главным аргументом, подтверждающий теорию горячей Вселенной, является значение её удельной энтропии. Она с точностью до численного коэффициента равна отношению концентрации равновесных фотонов nγ к концентрации барионов nb.
Выразим nb через критическую плотность и долю барионов[70]:
n_b=\frac{\rho_cr}{m_p}=1{,}124\cdot 10^{-5}\Omega_b h^2_{100},
где h100 — современное значение Хаббла, выраженное в единицах 100 км/(c Мпк), и, учитывая, что для реликтового излучения с T=2,73 К
n_\gamma\approx 420(1+z)^3 см−3,
получаем:
\eta\simeq n_b/n_{\gamma}\approx 2{,}7\cdot 10^{-8}\Omega_b h_{100}^2\sim 10^{-9}.
Обратная величина и есть значение удельной энтропии.
Первые три минуты. Первичный нуклеосинтез
Основные ядерные реакции на этапе первичного нуклеосинтеза.
Предположительно, с начала рождения (или по крайне мере с конца инфляционной стадии) и в течение времени, пока температура остаётся не ниже 1016 ГэВ (10−10с), присутствуют все известные элементарные частицы, причем все они не имеют массы. Этот период называется периодом Великого объединения, когда электрослабое и сильное взаимодействия едины[74] .
На данный момент невозможно сказать, какие же именно частицы присутствуют в тот момент, но кое-что всё же известно. Величина η — не только показатель удельной энтропии, но и характеризует избыток частиц над античастицами[75]:
\frac{n_p-n_{\bar p}}{n_p}=10^{-9}.
В момент, когда температура опускается ниже 1015 ГэВ, вероятно, выделяются X- и Y-бозоны с соответствующими массами.
Эпоху Великого объединения сменяет эпоха электрослабого объединения, когда электромагнитное и слабое взаимодействия представляют единое целое. В эту эпоху идет аннигиляция X- и Y-бозонов. В момент, когда температура понижается до 100 ГэВ, эпоха электрослабого объединения заканчивается, образуются кварки, лептоны и промежуточные бозоны.
Настаёт адронная эра, эра активного рождения и аннигиляции адронов и лептонов. В эту эпоху примечателен момент кварк-адронного перехода или момент конфайнмента кварков, когда стало возможным слияние кварков в адроны. В этот момент температура равна 300—1000 МэВ, а время от рождения Вселенной составляет 10−6 с.
Эпохе адронной эры наследует лептонная эра — в момент, когда температура падает до уровня 100 МэВ, а на часах 10−4 с. В эту эпоху состав Вселенной начинает походить на современный; основные частицы — это фотоны, помимо них есть только электроны и нейтрино со своими античастицами, а также протоны и нейтроны. В этот период происходит одно важное событие: вещество становится прозрачным для нейтрино. Возникает что-то наподобие реликтового фона, но для нейтрино. Но так как отделение нейтрино произошло раньше отделения фотонов, когда некоторые виды частиц ещё не проаннигилировали, отдав свою энергию остальным, то и остыли они больше. К настоящему времени нейтринный газ должен был остыть до 1,9 К, если нейтрино не имеют массы (или их массы пренебрежимо малы).
При температуре Т≈0,7 МэВ термодинамическое равновесие между протонами и нейтронами, существовавшее до этого, нарушается и отношение концентрации нейтронов и протонов застывает на значении 0,19. Начинается синтез ядер дейтерия, гелия, лития. Спустя ~200 секунд после рождения Вселенной температура падает до значений, при которых нуклеосинтез более невозможен, и химический состав вещества остаётся неизменным до момента рождения первых звёзд[74].
Проблемы теории Большого взрыва
Несмотря на значительные успехи, теория горячей Вселенной сталкивается с рядом трудностей. Если бы Большой взрыв вызвал расширение Вселенной, то в общем случае могло бы возникнуть сильное неоднородное распределение вещества, чего не наблюдается. Теория Большого Взрыва также не объясняет расширение Вселенной, она принимает его как факт[76].
Теория также предполагает, что соотношение числа частиц и античастиц на первоначальной стадии было таким, что дало в результате современное преобладание материи над антиматерией. Можно предположить, что вначале Вселенная была симметрична — материи и антиматерии было одинаковое количество, но тогда чтобы объяснить барионную асимметрию необходим некоторый механизм бариогенеза, который должен приводить к возможности распада протона, чего также не наблюдается[69].
Различные теории Великого объединения предполагают рождение в ранней Вселенной большого числа магнитных монополей, до сего момента также не обнаруженных[77].
Инфляционная модель
Основная статья: Инфляционная модель Вселенной
Задача теории инфляции — дать ответы на вопросы, которые оставили после себя теория расширения и теория Большого взрыва: «Почему Вселенная расширяется? И что представляет из себя Большой Взрыв?..» Для этого расширение экстраполируется на нулевой момент времени и вся масса Вселенной оказывается в одной точке, образуя космологическую сингулярность, часто её и называют Большим Взрывом. По всей видимости, общая теория относительности на тот момент уже неприменима, что приводит к многочисленным, но пока, увы, только чисто умозрительным попыткам разработать более общую теорию (или даже «новую физику»), решающую эту проблему космологической сингулярности
Основная идея инфляционной стадии — если вести скалярное поле, называемое инфлантоном, воздействие которого велико на начальных стадиях (начиная, примерно с 10−42с), но быстро убывает со временем, то можно объяснить плоскую геометрию пространства, хаббловское расширение же становится движением по инерции благодаря большой кинетической энергии, накопленной в ходе инфляции, а происхождение из малой изначально причинно-связанной области объясняет однородность и изотропность Вселенной[78].
Однако способов задать инфлатон — великое множество, что в свою очередь порождает целое множество моделей. Но большинство основывается на предположении о медленном скатывании: потенциал инфлантона медленно уменьшается до значения, равного нулю. Конкретный же вид потенциала и способ задания начальных значений зависит от выбранной теории.
Теории инфляции также делятся на бесконечные и конечные во времени. В теории с бесконечной инфляцией существуют области пространства — домены — которые начали расширяться, но из-за квантовых флуктуаций вернулись в первоначальное состояние, в котором возникают условия для повторной инфляции. К таким теориям относится любая теория с бесконечным потенциалом и хаотическая теория инфляции Линде[78].
К теориям с конечным временем инфляции относится гибридная модель. В ней существует два вида поля: первое ответственно за большие энергии (а значит за скорость расширения), а второе за малые, определяющие момент завершения инфляции. В таком случае квантовые флуктуации могут повлиять только на первое поле, но не на второе, а значит и сам процесс инфляции конечен.
К нерешенным проблемам инфляции можно отнести скачки температуры в очень большом диапазоне, в какой-то момент она падает почти до абсолютного нуля. В конце инфляции происходит повторный нагрев вещества до высоких температур. На роль возможного объяснения столь странного поведения предлагается «параметрический резонанс»[79].
Мультивселенная
Основная статья: Мультивселенная
«Мультивселенная», «Большая Вселенная», «Мультиверс», «Гипервселенная», «Сверхвселенная», «Мультиленная», «Омниверс» — различные переводы английского термина multiverse. Появился он в ходе развития теории инфляции[80].
Области Вселенной, разделённые расстояниями больше размера горизонта частиц, эволюционируют независимо друг от друга. Любой наблюдатель видит только те процессы, которые происходят в домене, равном по объёму сфере с радиусом, составляющим расстояние до горизонта частиц. В эпоху инфляции две области расширения, разделённые расстоянием порядка горизонта, не пересекаются.
Такие домены можно рассматривать как отдельные вселенные, подобные нашей: они точно так же однородны и изотропны на больших масштабах. Конгломерат таких образований и есть Мультивселенная.
Хаотическая теория инфляции предполагает бесконечное разнообразие Вселенных, каждая из которых может иметь отличные от других Вселенных физические константы[81]. В другой теории Вселенные различаются по квантовому измерению[82]. По определению эти предположения нельзя экспериментально проверить.
Альтернативы теории инфляции
Модель космической инфляции вполне успешна, но не необходима для рассмотрения космологии. У неё имеются противники, в числе которых можно назвать Роджера Пенроуза. Их аргументы сводятся к тому, что решения, предлагаемые инфляционной моделью, оставляют за собой упущенные детали. Например, никаких фундаментальных обоснований того, что возмущения плотности на доинфляционной стадии должны быть именно такими малыми, чтобы после инфляции возникала наблюдаемая степень однород
|
|
|
|
|
|
we4t
|
23.02.2014 в 17:28
|
|
Написал(а): Игорь
|
положительный
|
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. Если автор различает эти сущности, то следуя традиции, первую называют Вселенной, а вторую — астрономической Вселенной, или Метагалактикой (в последнее время этот термин практически вышел из употребления). Вселенная является предметом исследования космологии.
В историческом плане для обозначения «всего пространства» использовались различные слова, включая эквиваленты и варианты из различных языков, такие как «небесная сфера», «космос», «мир». Использовался также термин «макрокосмос», хотя он предназначен для определения систем большого масштаба, включая их подсистемы и части. Аналогично, слово «микрокосмос» используется для обозначения систем малого масштаба.
Любое исследование, любое наблюдение, будь то наблюдение физика за тем, как раскалывается ядро атома, ребёнка за кошкой или астронома, ведущего наблюдения за далёкой-далёкой галактикой, — всё это наблюдение за Вселенной, вернее, за отдельными её частями. Эти части служат предметом изучения отдельных наук, а Вселенной в максимально больших масштабах, и даже Вселенной как единым целым занимаются астрономия и космология; при этом под Вселенной понимается или область мира, охваченная наблюдениями и космическими экспериментами, или объект космологических экстраполяций — физическая Вселенная как целое[1].
Предметом статьи являются знания о наблюдаемой Вселенной как о едином целом: наблюдения, их теоретическая интерпретация и история становления.
Среди однозначно интерпретируемых фактов относительно свойств Вселенной приведём здесь следующие:
Самый распространенный элемент — водород. Расширение Вселенной с хорошей точностью линейно до z ~ 0,1. Реликтовый фон флуктуирует на масштабах четвёртого порядка малости.
Температура реликтового фона зависит от z. Наличие Lα-леса в спектрах далеких объектов (квазаров) с z > 6. Наличие сильной неоднородности в распределении галактик на масштабах < 100 Мпк.
В основу теоретических объяснений и описаний этих явлений положен космологический принцип, суть которого в том, что наблюдатели, независимо от места и направления наблюдения, в среднем обнаруживают одну и туже картину. Сами теории стремятся объяснить и описать происхождение химических элементов, ход развития и причину расширения, возникновение крупномасштабной структуры.
Первый значительный толчок в сторону современных представлений о Вселенной совершил Коперник. Второй по величине вклад внесли Кеплер и Ньютон. Но поистине революционные изменения в наших представлениях о Вселенной происходят лишь в XX веке.
Содержание [убрать]
1 Этимология
2 Облик Вселенной
3 Наблюдения
3.1 Шкала расстояний и космологическое красное смещение
3.1.1 Метод тригонометрического параллакса
3.1.2 Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры
3.1.3 Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia
3.1.4 Метод определения расстояния по гравитационным линзам
3.1.5 Метод определения расстояния по красным гигантам
3.1.6 Проблемы и современные дискуссии
3.2 Изучение реликтового фона
3.2.1 Эффект Сюняева — Зельдовича
3.2.2 Поляризация
3.2.3 Флуктуации реликтового фона
3.3 Наблюдение далеких объектов
3.3.1 Лайман-альфа лес
3.3.2 Гравитационно-линзированные объекты
3.3.3 Наблюдения квазаров
3.3.4 Наблюдения гамма-всплесков
3.4 Изучение эволюции Вселенной и её крупномасштабной структуры
3.4.1 Изучение крупномасштабной структуры
3.4.2 Наблюдения звёздных скоплений
3.4.3 Наблюдения непроэволюционировавших объектов
4 Теоретические модели
4.1 Модель расширяющейся Вселенной
4.1.1 Модель Фридмана
4.1.2 Объяснение закона Хаббла
4.1.3 ΛCDM
4.1.4 Дальнейшая эволюция расширения
4.2 Теория Большого взрыва (модель горячей Вселенной)
4.2.1 Энтропия Вселенной
4.2.1.1 Первые три минуты. Первичный нуклеосинтез
4.2.2 Проблемы теории Большого взрыва
4.3 Инфляционная модель
4.3.1 Мультивселенная
4.3.2 Альтернативы теории инфляции
4.4 Теория эволюции крупномасштабных структур
4.4.1 Общие положения
4.4.2 Эпоха до рекомбинации
4.4.3 После рекомбинации
4.4.4 Стадия доминирования тёмной энергии
4.4.5 Проблемы теории
4.5 Проблемы современных моделей
5 История открытия Вселенной
5.1 Древняя космография и ранняя астрономия
5.1.1 Цивилизации Азии и Средиземноморья
5.1.1.1 Месопотамия
5.1.1.2 Древний Египет
5.1.1.3 Древняя Греция
5.1.2 Цивилизации Северной и Южной Америк
5.1.2.1 Месоамерика
5.2 Средневековье
5.2.1 Европа
5.2.2 Исламский мир
5.2.3 Русь
5.3 Эпоха Возрождения (XV—XVI вв)
5.3.1 Раннее Возрождение (XV в)
5.3.2 Гелиоцентрическая система (вторая половина XVI в)
5.3.3 Позднее Возрождение (вторая половина XVI в)
5.4 Научная революция (XVII в)
5.5 XVIII—XIX вв.
5.6 XX век
6 См. также
7 Примечания
Этимология
В русском языке слово «Вселенная» является заимствованием из старославянского «въсєленаꙗ»[2], что является калькой древнегреческого слова «ойкумена»[3] (др.-греч. οἰκουμένη), от глагола οἰκέω «населяю, обитаю» и в первом значении имело смысл лишь обитаемой части мира. Поэтому русское слово «Вселенная» родственно существительному «вселение» и лишь созвучно определительному местоимению «всё». Самое общее определение для «Вселенной» среди древнегреческих философов, начиная с пифагорейцев, было τὸ πᾶν (Всё), включавшее в себя как всю материю (τὸ ὅλον), так и весь космос (τὸ κενόν)[4].
Облик Вселенной
Химический состав[5] Средняя температура реликтового излучения Плотность материи во вселенной[6] Уравнение состояния[6]
H — 75 %
He — 23 %
O — 1 %
C — 0,5 % 2,725 К 10−29г/см3. Из них:
Темная энергия — 74 %
Темная материя — 22 %
Барионное вещество — 4 % -1.1±0.4
Представляя Вселенную как весь окружающий мир, мы сразу делаем её уникальной и единственной. И вместе с этим лишаем себя возможности описать её в терминах классической механики: из-за своей уникальности Вселенная ни с чем не может взаимодействовать, она — система систем, и поэтому в её отношении теряют свой смысл такие понятия, как масса, форма, размер. Вместо этого приходится прибегать к языку термодинамики, употребляя такие понятия как плотность, давление, температура, химический состав.
Расширение Вселенной
Однако Вселенная мало похожа на обычный газ. Уже на самых крупных масштабах мы сталкиваемся с расширением Вселенной и реликтовым фоном. Природа первого явления — гравитационное взаимодействие всех существующих объектов. Именно его развитием определяется будущее Вселенной.
Второе же явление это наследство ранних эпох, когда свет горячего Большого взрыва практически перестал взаимодействовать с материей, отделился от неё. Сейчас из-за расширения Вселенной из видимого диапазона большинство излучённых тогда фотонов перешли в микроволновой радиодиапазон.
Иерархия масштабов во Вселенной
При переходе к масштабам меньше 100 Мпк обнаруживается чёткая ячеистая структура. Внутри ячеек пустота — войды. А стенки образованы из сверхскоплений галактик. Эти сверскопления — верхний уровень целой иерархии, затем идут скопления галактик, потом локальные группы галактик, а самый нижний уровень (масштаб 5—200 кпк) — это огромное многообразие самых различных объектов. Конечно, все они — галактики, но все они различны: это и линзовидные, неправильные, эллиптические, спиральные, с полярным кольцами, с активными ядрами и т. д.
Из них отдельно стоит упомянуть квазары, отличающихся очень высокой светимостью и настолько малым угловым размером, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от «точечных источников» — звёзд. Болометрическая светимость квазаров может достигать 1046 — 1047 эрг/с[7].
Переходя к составу галактики мы обнаруживаем: темную материю, космические лучи, межзвездный газ, шаровые скопления, рассеянные скопления, двойные звезды, звездные системы больше кратности, сверхмассивные черные дыры и черные дыры звездной массы, и, наконец, одиночные звезды разного населения.
Их индивидуальная эволюция и взаимодействие друг с другом порождает множество явлений. Так предполагается, что источником энергии у упомянутых уже квазаров служит аккреция межзвездного газа на сверхмассивную центральную чёрную дыру.
Отдельно стоит упомянуть и о гамма-всплесках — это внезапные кратковременные локализуемые повышения интенсивности космического гамма-излучения с энергией в десятки и сотни кэВ[8]. Из оценок расстояний до гамма-всплесков можно сделать вывод, что излучаемая ими энергия в гамма-диапазоне достигает 1050 эрг. Для сравнения, светимость всей галактики в этом же диапазоне составляет «всего» 1038 эрг/c. Такие яркие вспышки видны из самых далеких уголков Вселенной, так у GRB 090423 красное смещение z = 8,2.
Сложнейшим комплексом, включающим в себя множество процессов, является эволюция галактики[9]:
Process in)galaxy.png
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. Процессы, масштабы которых сравнимы или больше размера галактики (на диаграмме это все остальные, не вошедшие в центральную область), меняют морфологическую структуру, темп звездообразования, а значит, и скорость химической эволюции, спектр галактики и так далее.
Наблюдения
Основная статья: Астрономия
Описанное выше многообразие порождает целый спектр задач наблюдательного характера. В одну группу можно включить изучение отдельных феноменов и объектов, а это:
Феномен расширения. А для этого нужно измерять расстояния и красные смещения и как можно более далеких объектов. При ближайшем рассмотрении это выливается в целый комплекс задач, называемый шкалой расстояний.
Реликтовый фон.
Отдельные удаленные объекты, как квазары и гамма-всплески.
Далёкие и старые объекты излучают мало света и необходимы гигантские телескопы, такие как обсерватория Кека, VLT, БТА, «Хаббл» и строящиеся E-ELT и «Джеймс Уэбб». Кроме того, для выполнения первой задачи необходимы и специализированные средства — такие, как Hipparcos и разрабатывающаяся Gaia.
Как было сказано, излучение реликтового лежит в микроволновом диапазоне длин волн, следовательно для его изучения необходимы радионаблюдения и, желательно, космическими телескопами, такими как WMAP и «Планк».
Уникальные особенности гамма-всплесков требуют не только гамма-лабораторий на орбите, наподобие SWIFT, но и необычных телескопов — робот-телескопов — чье поле зрения больше, чем у вышеупомянутых инструментов SDSS, и способных наблюдать в автоматическом режиме. Примерами таких систем может служить телескопы российской сети «Мастер» и российско-итальянский проект Tortora.
Предыдущие задачи — это работа по отдельным объектам. Совсем иной подход требуется для:
Изучения крупномасштабной структуры Вселенной.
Изучение эволюцию галактик и процессов её составляющие. Таким образом нужны наблюдения как можно более старых объектов и как можно в большем числе.
С одной стороны необходимы массовые, обзорные наблюдения. Это вынуждает использовать телескопы с широким полем, например, такие, как в проекте SDSS. С другой стороны требуется детализация, на порядки превышающая надобности большинства задач предыдущей группы. А это возможно только с помощью РСДБ-наблюдений, с базой в диаметр Земли, или ещё больше как эксперименте «Радиоастрон».
Отдельно стоит выделить поиск реликтовых нейтрино. Для её решения необходимо задействовать специальные телескопы — нейтринные телескопы и нейтринные детекторы, — такие как Баксанский нейтринный телескоп, Байкальский подводный, IceCube, KATRIN.
Одно изучение гамма-всплесков, да реликтового фона свидетельствует о том, что только оптическим участком спектра тут не обойтись. Однако атмосфера Земли имеет всего два окна прозрачности: в радио- и оптическом диапазоне, и поэтому без космических обсерваторий не обойтись. Из ныне действующих в пример тут приведем Chandra, Integral, XMM-Newton, Гершель. В разработке находятся «Спектр-УФ», IXO, «Спектр-РГ», Astrosat и многие другие.
Шкала расстояний и космологическое красное смещение
Основная статья: Шкала расстояний в астрономии
Измерение расстояния в астрономии - многоступенчатый процесс. И основная сложность заключается в том, что наилучшие точности у разных методах достигаются на разных масштабах. Поэтому для измерений всё более и более далеких объектов используется всё более и более длинная цепочка методов, каждый из которых опирается на результаты предыдущего.
В основании всех эти цепочек лежит метод тригонометрического параллакса - базовый, единственный, где расстояние измеряется геометрически, с минимальным привлечением допущений и эмпирических закономерностей. Прочие методы, в большинстве своем, для измерения расстояния используют стандартную свечу - источник с известной светимостью. И расстояние до него можно вычислить[10]:
D^2=\frac{L}{4\pi F}
где D - искомое расстояние, L — светимость, а F - измеренный световой поток.
Метод тригонометрического параллакса
Схема возникновения годичного параллакса
Параллакс — это угол, возникающий благодаря проекции источника на небесную сферу. Различают два вида параллакса: годичный и групповой[11].
Годичный параллакс — угол, под которым был бы виден средний радиус земной орбиты из центра масс звезды. Из-за движения Земли по орбите видимое положение любой звезды на небесной сфере постоянно сдвигается — звезда описывает эллипс, большая полуось которого оказывается равной годичному параллаксу. По известному параллаксу из законов евклидовой геометрии расстояние от центра земной орбиты до звезды можно найти как[11]:
D=\frac{2R}{2 \sin \alpha/2}\approx \frac{2R}{\alpha} ,
где D - искомое расстояние, R - радиус земной орбиты, а приближённое равенство записано для малого угла (в радианах). Данная формула хорошо демонстрирует основную трудность этого метода: с увеличением расстояния значение параллакса убывает по гиперболе, и поэтому измерение расстояний до далеких звезд сопряжено со значительными техническими трудностями.
Суть группового параллакса состоит в следующем: если некое звёздное скопление имеет заметную скорость относительно Земли, то по законам проекции видимые направления движения его членов будут сходиться в одной точке, называемой радиантом скопления. Положение радианта определяется из собственных движений звёзд и смещения их спектральных линий, возникшего из-за эффекта Доплера. Тогда расстояние до скопления находится из следующего соотношения[12]:
D=\frac{V_r \mathrm{tg}(\lambda)}{4.738\mu},
где μ и 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. Только Гиады имеют заметный групповой параллакс, но до запуска спутника Hipparcos только таким способом можно откалибровать шкалу расстояний для старых объектов[11].
Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры
На цефеидах и звёздах типа RR Лиры единая шкала расстояний расходится на две ветви — шкалу расстояний для молодых объектов и для старых[11]. Цефеиды расположены, в основном, в областях недавнего звёздообразования, и поэтому являются молодыми объектами. Переменные типа RR Лиры тяготеют к старым системам, например, особенно их много в шаровых звёздных скоплениях в гало нашей Галактики.
Оба типа звёзд являются переменными, но если цефеиды — недавно образовавшиеся объекты, то звёзды типа RR Лиры сошли с главной последовательности — гиганты спектральных классов A—F, расположенные, в основном, на горизонтальной ветви диаграммы «цвет-величина» для шаровых скоплений. Однако, способы их использования как стандартных свеч различны:
Для цефеид существует хорошая зависимость «период пульсации — абсолютная звёздная величина». Скорее всего, это связано с тем, что массы цефеид различны.
Для звёзд RR Лиры средняя абсолютная звёздная величина примерно одинакова и составляет M_{RR}\approx0.78^m[11].
Определение данным методом расстояний сопряжено с рядом трудностей:
Необходимо выделить отдельные звёзды. 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.
Кроме того, для цефеид остаётся серьёзной проблемой точное определение нуль-пункта зависимости «период пульсации — светимость». На протяжении XX века его значение постоянно менялось, а значит, менялась и оценка расстояния, получаемая подобным способом. Светимость звезд типа RR Лиры, хотя и почти постоянна, но всё же зависит от концентрации тяжелых элементов.
Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia
Кривые блеска различных сверхновых.
Вспышка сверхновой - колоссальный взрывной процесс, происходящий по всему телу звезды,при этом выделившейся энергии лежит в диапазоне от 1050 — 1051 эрг[13]. А также сверхновые типа Ia имеют одинаковую светимость в максимуме блеска. Вместе это позволяет измерять расстояния до очень далеких галактик.
Именно благодаря им в 1998 году две группы наблюдателей открыли ускорение расширения Вселенной[14]. На сегодняшний день факт ускорения почти не вызывает сомнений, однако, по сверхновым невозможно однозначно определить его величину: всё ещё крайне велики ошибки для больших z[10][15].
Обычно, помимо общих для всех фотометрических методов, к недостаткам и открытым проблемам относят[16]:
Проблема К-поправки. Суть этой проблемы состоит в том, что измеряется не боллометрическая интенсивность (интегрированная по всему спектру), а в определенном спектральном диапазоне приемника. Это значит, что для источников, имеющие разные красные смещения, измеряется интенсивность в разных спектральных диапазонах. Для учета этого различия вводится особая поправка, называемая К-поправка.
Форма кривой зависимости расстояния от красного смещения измеряется разнымиобсерваториями на разных инструментах, что порождает проблемы с калибровками потоков и т.п.
Раньше считалось, что все сверхновые Ia - это взрывающиеся белые карлики в тесной двойной системе, где второй компонент это красный гигант. Однако появились свидетельства, что по крайне мере часть из них могут возникать в ходе слияния двух белых карликов, а значит этот подкласс уже не походит для использования в качестве стандартной свечи.
Зависимость светимости сверхновой от химического состава звезды-предшественницы.
Метод определения расстояния по гравитационным линзам
Геометрия гравитационного линзирования
Проходя около массивного тела, луч света отклоняется. Таким образом, массивное тело способно собирать параллельный пучок света в некотором фокусе, строя изображение, причём их может быть несколько. Это явление называется гравитационным линзированием. Если линзируемый объект — переменный, и наблюдается несколько его изображений, это открывает возможность измерения расстояний, так как между изображениями будут различные временны́е задержки из-за распространения лучей в разных частях гравитационного поля линзы (эффект аналогичен эффекту Шапиро в Солнечной системе).[17]
Если в качестве характерного масштаба для координат изображения ξ и источника η (см. рисунок) в соответствующих плоскостях взять ξ0=Dl и η0=ξ0Ds/Dl (где D — угловое расстояние), тогда можно записывать временно́е запаздывание между изображениями номер i и j следующим образом[17]:
\Delta t=\frac{1}{c}\frac{D_sD_l}{D_{ls}}(1+z_l)\left|\frac{1}{2}((x_j-y)^2-(x_i-y)^2) + \psi(x_i, y)-\psi(x_j, y)\right|
где x=ξ/ξ0 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. Считается, что в большинстве случаев реальный потенциал линзы хорошо аппроксимируется моделью, в которой вещество распределено радиально симметрично, а потенциал превращается в бесконечность. Тогда время задержки определяется по формуле:
\Delta t=\frac{1}{c}\frac{D_sD_l}{D_{ls}}(1+z_l)\left|x_i-x_j\right|.
Однако, на практике чувствительность метода к виду потенциала гало галактики существенна. Так, измеренное значение H0 по галактике SBS 1520+530 в зависимости от модели колеблется от 46 до 72 км/(с Мпк)[18].
Метод определения расстояния по красным гигантам
Ярчайшие красные гиганты имеют одинаковую абсолютную звёздную величину −3.0m±0.2m[19], а значит, подходят на роль стандартных свеч. Наблюдательно первым этот эффект обнаружил Сендидж в 1971 году. Предполагается, что эти звёзды либо находятся на верхней точке первого подъёма ветви красных гигантов звёзд малой массы (меньше солнечной), либо лежат на асимптотической ветви гигантов.
Основным достоинством метода является то, что красные гиганты удалены от областей звёздообразования и повышенной концентрации пыли, что сильно облегчает учёт поглощения. Их светимость также крайне слабо зависит от металличности как самих звёзд, так и окружающей их среды. Основная проблема данного метода — выделение красных гигантов из наблюдений звёздного состава галактики. Существует два пути её решения[19]:
Классический — метод выделения края изображений. При этом обычно применяют Собелевский фильтр. Начало провала — искомая точка поворота. Иногда вместо собелевского фильтра в качестве аппроксимирующей функции берут гауссиану, а функция выделения края зависит от фотометрических ошибок наблюдений. Однако, по мере ослабления звезды растут и ошибки метода. В итоге предельно измеряемый блеск на две звездных величины хуже, чем позволяет аппаратура.
Второй путь — построение функции светимости методом максимального правдоподобия. Данный способ основывается на том, что функция светимости ветви красных гигантов хорошо аппроксимируется степенной функцией:
\xi(m)\propto 10^{am},
где a — коэффициент, близкий к 0,3, m — наблюдаемая звёздная величина. Основная проблема — расходимость в некоторых случаях рядов, возникающих в результате работы метода максимального правдоподобия[19].
Проблемы и современные дискуссии
Одной из проблем является неопределённость в значении постоянной Хаббла и её изотропии. Одна группа исследователей утверждает, что значение постоянной Хаббла флуктуирует на масштабах 10-20°[20]. Возможных причин этому явлению несколько:
Реальный физический эффект — в таком случае космологическая модель должна быть кардинально пересмотрена;
Стандартная процедура усреднения ошибок некорректна[21].
Это также ведет к пересмотру космологической модели, но возможно, не такой значительной[22]. В свою очередь, многие другие обзоры и их теоретическая интерпретация не показывают анизотропии, превышающей локально обусловленную ростом неоднородности, в которую входит и наша Галактика, в изотропной в целом Вселенной[23][24][25][26].
Изучение реликтового фона
Спектр реликтового излучения
Информация, которую возможно получить, наблюдая реликтовый фон, крайне разнообразна: примечателен сам факт существования реликтового фона. Если Вселенная существовала вечно, то неясна причина его существования — массовых источников, способных создать такой фон, мы не наблюдаем. Однако если время жизни Вселенной конечно, то очевидно, что причина его возникновения кроется на начальных этапах её становления.[27]
На сегодняшний день доминирует мнение, что реликтовое излучение — это излучение, высвободившееся в момент образовании атомов водорода. До этого излучение было заперто в веществе, а вернее, в том, что тогда оно из себя представляло — плотной горячей плазме.
Метод анализа реликтового фона на этом предположении и базируется. Если мысленно проследить путь каждого фотона, то получится, что поверхность последнего рассеяния — сфера, тогда колебания температуры удобно разложить в ряд по сферическим функциям[27]:
\delta T(\theta,\phi)=\sum_{l=2}^{\infty}\sum_{m=-l}^{l}a_{lm}Y_{lm}(\theta,\phi)
где a_{lm} — коэффициенты, называемые мультипольными, а Y_{lm} — сферические гармоники. Получающаяся информация довольно разнообразна.
Различная информация заложена также и в отклонениях от чернотельного излучения. Если отклонения масштабны и систематичны, то наблюдается эффект Сюняева — Зельдовича, малые же флуктуации обусловлены флуктуациями вещества на ранних стадиях развития Вселенной.
Особо ценную информацию о первых секундах жизни Вселенной (в частности, о стадии инфляционного расширения) несёт поляризация реликтового фона.
Эффект Сюняева — Зельдовича
Основная статья: Эффект Сюняева — Зельдовича
Если фотоны реликтового фона на своём пути встречают горячий газ скоплений галактик, то в ходе рассеяния за счёт обратного эффекта Комптона фотоны будут разогреваться (то есть увеличат частоту), забирая часть энергии у горячих электронов. Наблюдательно это будет проявляться снижением потока реликтового излучения в направлении крупных скоплений галактик в длинноволновой области спектра.
С помощью этого эффекта можно получить информацию[28]:
о давлении горячего межгалактического газа в скоплении, а, возможно, и о самой массе скопления;
о скорости скопления вдоль луча зрения (из наблюдений на разных частотах);
о величине постоянной Хаббла H0, с привлечением наблюдений в гамма-диапазоне.
При достаточном количестве наблюдаемых скоплений можно определить и общую плотность Вселенной Ω.
Поляризация
Карта поляризации реликтового излучения по данным WMAP
Поляризация реликтового излучения могла возникнуть только в эпоху просветления. Так как рассеяние томпсоновское, то реликтовое излучение линейно поляризовано. Соответственно, параметры Стокса Q и U, характеризующие линейные параметры, отличны, а параметр V равен нулю. Если интенсивность можно разложить по скалярным гармоникам, то поляризацию можно разложить по так называемым спиновым гармоникам[27]:
Q+iU=\sum_{l,m}a_{lm}^{\pm2}Y_{lm}^{\pm2}(\theta, \phi)
Выделяются E-мода (градиентная составляющая) и B-мода (роторная составляющая)[29].
a_{lm}^E=\frac{1}{2}\left(a_{lm}^{+2}+a_{lm}^{-2}\right)
a_{lm}^B=\frac{1}{2}\left(a_{lm}^{+2}-a_{lm}^{-2}\right)
E-мода может появляться при прохождении излучения через неоднородную плазму вследствие томпсоновского рассеяния. B-мода, максимальная амплитуда которой достигает всего лишь 0,1 \mu K, возникает лишь при взаимодействии с гравитационными волнами.
B-мода является признаком инфляции Вселенной и определяется плотностью первичных гравитационных волн. Наблюдение B-моды является сложной задачей вследствие неизвестного уровня шума для этой компоненты реликтового излучения, а также за счёт того, что B-мода смешивается слабым гравитационным линзированием с более сильной E-модой[30].
На сегодняшний день поляризация обнаружена, её величина на уровне в несколько \mu K (микрокельвинов). Причем зарегистрирована только E-мода, B-мода не наблюдается.
Флуктуации реликтового фона
После удаления фоновых источников, постоянной составляющей дипольной и квадрупольной гармоник, остаются только разбросанные по небу флуктуации, разброс амплитуды которых лежит в диапазоне от −15 до 15 μK[6].
Для сравнение с теоретическими данным сырые данные приводятся к вращательно-инвариантной величине[27]:
C_l=\frac{1}{2l+1}\sum_{l=-m}^{l=m}\left|a_{lm}\right|^2
«Спектр» же строят для величины l(l+1)Cl/2π, из которого получают важные для космологии выводы. К примеру, по положению первого пика можно судить о полной плотности Вселенной, а по его величине — содержание барионов.
Так из совпадения кросс-корреляции между анизотропией и E-модой поляризации с теоретическими предсказанными для малых углов (θ<5°) и значительного расхождения в области больших можно сделать о наличии эпохи рекомбинации на z ≈ 15—20.
Так как флуктуации гауссовы, то можно использовать метод марковских цепей для построения поверхности максимального правдоподобия. В целом обработка данных по реликтовому фону это целый комплекс программ. Однако, как итоговый результат, так и используемые предположения и критерия вызывают дискуссию. Различными группами показано, отличие распределения флуктуаций от гауссова, зависимость карты распределений от алгоритмов его обработки[31][32][33].
Неожиданным результатом стало аномальное распределение на больших масштабах(от 6° и больше). Качество последних подтверждающих данных, полученные на космической обсерватории имени Планка, исключают ошибки измерений. Возможно, они вызваны ещё не обнаруженным и не исследованным явлением[34].
Наблюдение далеких объектов
Лайман-альфа лес
Основная статья: Лайман-альфа лес
В спектрах некоторых далеких объектов можно наблюдать большое скопление сильных абсорбционных линий на малом участке спектра (т. н. лес линий). Эти линии отождествляются как линии серии Лаймана, но имеющие разные красные смещения.
Облака нейтрального водорода эффективно поглощают свет на длинах волн от Lα(1216 Å) до лаймановского предела. Излучение, изначально коротковолновое, на пути к нам из-за расширения Вселенной поглощается там, где его длина волны сравнивается с этим «лесом». Сечение взаимодействия очень большое и расчёт показывает, что даже малой доли нейтрального водорода достаточно для создания большого поглощения в непрерывном спектре.
При большом количестве облаков нейтрального водорода на пути света, линии будто настолько близко друг к другу, что на довольно широком интервале в спектре образуется провал. Длинноволновая граница этого интервала обусловлена Lα, а коротковолновая зависит от ближайшего красного смещения, ближе которого среда ионизована и нейтрального водорода мало. Подобный эффект носит названия эффекта Гана-Петерсона.
Эффект наблюдается в квазарах с красным смещением z > 6. Отсюда делается вывод, что эпоха ионизации межгалактического газа началась с z ≈ 6[35][36].
Гравитационно-линзированные объекты
Основная статья: Гравитационная линза
К эффектам, наблюдения которых возможны также для любого объекта (даже не важно, чтобы он был далеким), необходимо отнести и эффект гравитационного линзирования. В прошлом разделе было указано, что с помощью гравитационного линзирования строят шкалу расстояний, это вариант так называемого сильного линзирования, когда угловое разделение изображений источника можно непосредственно наблюдать. Однако существует ещё и слабое линзирование, с его помощью можно исследовать потенциал изучаемого объекта. 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. Также выяснилось, что обеспечивает эту стабильность масса, проявляющаяся только в гравитационном взаимодействии — тёмная масса или, как её называют в космологии, тёмная материя[37][38].
Наблюдения квазаров
Природа квазара
Уникальное свойство квазаров — большие концентрации газа в области излучения. По современным представлениям, аккреция этого газа на чёрную дыру и обеспечивает столь высокую светимость объектов. Высокая концентрация вещества означает и высокую концентрацию тяжёлых элементов, а значит и более заметные абсорбционные линии. Так, в спектре одного из линзируемых квазаров были обнаружены линии воды[39].
Уникальным преимуществом является и высокая светимость в радиодиапазоне, на её фоне поглощение части излучения холодным газом более заметно. При этом газ может принадлежать как родной галактике квазара, так и случайному облаку нейтрального водорода в межгалактической среде, или галактике, случайно попавшей на луч зрения (при этом нередки случаи, когда такая галактика не видна — она слишком тусклая для наших телескопов). Изучение межзвёздного вещества в галактиках данным методом называется «изучением на просвет», к примеру, подобным образом была обнаружена первая галактика со сверхсолнечной металличностью[40].
Также важным результатом применения данного метода, правда не в радио-, а в оптическом диапазоне, являются измерения первичного обилия дейтерия. Современное значение обилия дейтерия, полученное по таким наблюдениям, составляет D/H_p\approx 3\cdot 10^{-5}[41].
С помощью квазаров получены уникальные данные о температуре реликтового фона на z ≈ 1,8 и на z = 2,4. В первом случае исследовались линии сверхтонкой структуры нейтрального углерода, для которых кванты с T ≈ 7,5 К (предполагаемая температура реликтового фона на тот момент) играют роль накачки, обеспечивая инверсную заселённость уровней[42]. Во втором случае обнаружили линии молекулярного водорода H2, дейтерида водорода HD, а также молекулы оксида углерода СО, по интенсивности спектра которой как раз и измерили температуру реликтового фона, она с хорошей точностью совпала с ожидаемым значением[43].
Ещё одно достижение, состоявшееся благодаря квазарам — оценка темпа звездообразования на больших z. Сначала, сравнивая спектры двух различных квазаров, а потом сравнивая отдельные участки спектра одного и того же квазара, обнаружили сильный провал на одном из UV участков спектра[44]. Столь сильный провал мог быть вызван только большой концентрацией пыли, поглощающей излучение. Ранее пыль пытались обнаружить по спектральным линиям, но выделить конкретные серии линий, доказывающее, что это именно пыль, а не примесь тяжёлых элементов в газе, не удавалось. Именно дальнейшее развитие этого метода позволило оценить темп звёздообразования на z от ~ 2 до ~ 6[45].
Наблюдения гамма-всплесков
Популярная модель возникновения гамма-всплеска
Гамма-всплески — уникальное явление, и общепризнанного мнения о его природе не существует. Однако подавляющее большинство учёных соглашается с утверждением, что прародителем гамма всплеска являются объекты звёздной массы[46].
Уникальные возможности применения гамма-всплесков для изучения структуры Вселенной состоят в следующем[46]:
Так как прародителем гамма-всплеска является объект звёздной массы, то и проследить гамма-всплески можно на большее расстояние, нежели квазары, как по причине более раннего формирования самого прародителя, так и из-за малой массы чёрной дыры квазара, а значит и меньшей его светимости на тот период времени.
Спектр гамма-всплеска — непрерывный, то есть не содержит спектральных линий. Это означает, что самые далёкие линии поглощения в спектре гамма-всплеска — это линии межзвёздной среды родительской галактики. Из анализа этих спектральных линий можно получить информацию о температуре межзвёздной среды, её металличности, степени ионизации и кинематике.
Гамма-всплески дают чуть ли не идеальный способ изучать межгалактическую среду до эпохи реионизации, так как их влияние на межгалактическую среду на 10 порядков меньше, нежели квазаров, из-за малого времени жизни источника.
Если послесвечение гамма-всплеска в радиодиапазоне достаточно сильное, то по линии 21 см можно судить о состоянии различных структур нейтрального водорода в межгалактической среде вблизи от галактики-прародителя гамма-всплеска.
Детальное изучение процессов формирования звёзд на ранних этапах развития Вселенной с помощью гамма-всплесков сильно зависит от выбранной модели природы явления, но если набрать достаточную статистику и построить распределения характеристик гамма-всплесков в зависимости от красного смещения, то, оставаясь в рамках довольно общих положений, можно оценить темп звёздообразования и функцию масс рождающихся звёзд[46].
Если принять предположение, что гамма-всплеск — это взрыв сверхновой звезды населения III, то можно изучать историю обогащения Вселенной тяжёлыми металлами.
Также гамма-всплеск может служить указателем на очень слабую карликовую галактику, которую трудно обнаружить при «массовом» наблюдении неба.
Серьезной проблемой для наблюдения гамма-всплесков в общем и применимости их для изучения Вселенной, в частности, является их спорадичность и краткость времени, когда послесвечение всплеска, по которому только и можно определить расстояние до него, можно наблюдать спектроскопически.
Изучение эволюции Вселенной и её крупномасштабной структуры
Изучение крупномасштабной структуры
Данные о крупномасштабной структуре 2df обзора
Первым способом изучения крупномасштабной структуры Вселенной, не потерявший своей актуальности, стал так называемый метод «звёздных подсчётов» или метод «звёздных черпков». Суть его в подсчёте количества объектов в различных направлениях. Применён Гершелем в конце XVIII века, когда о существовании далеких космических объектов только догадывались, и единственными объектами, доступными для наблюдений, были звёзды, отсюда и название. Сегодня, естественно, считают не звёзды, а внегалактические объекты (квазары, галактики), и помимо выделенного направления строят распределения по z.
Крупнейшими источниками данных о внегалактических объектах являются отдельные наблюдения конкретных объектов, обзоры типа SDSS, APM, 2df, а также компилятивные базы данных, такие как Ned и Hyperleda. Например, в обзоре 2df охват неба составлял ~ 5 %, среднее z — 0,11 (~ 500 Мпк), количество объектов — ~ 220 000.
Уже на представленном рисунке можно видеть, что галактики расположены в пространстве неоднородно на малых масштабах. После более детального рассмотрения обнаруживается, что пространственная структура распределения галактик — ячеистая: узкие стенки с шириной, определяемой величиной скоплений и сверхскоплений галактик, а внутри этих ячеек — пустоты, так называемые войды[38].
Доминирующим является мнение, что при переходе к масштабам сотен мегапарсек ячейки складываются и усредняются, распределение видимого вещества становится однородным[47][48]. Однако однозначность в этом вопросе пока не достигнута: применяя различные методики некоторые исследователи приходят к выводам об отсутствии однородности распределения галактик вплоть до самых больших исследованных масштабов[49][50]. Вместе с тем, неоднородности в распределении галактик не отменяют факта высокой однородности Вселенной в начальном состоянии, выводимого из высокой степени изотропии реликтового излучения.
Вместе с этим установлено, что распределения количества галактик по красному смещению имеет сложный характер. Зависимость для разных объектов различна. Однако для всех них характерно наличие нескольких локальных максимумов[51][52][53]. С чем это связано — пока не совсем понятно.
До последнего времени не было ясности в том, как эволюционирует крупномасштабная структура Вселенной. Однако работы последнего времени показывают, что первыми сформировались крупные галактики, и только потом уже мелкие (так называемый downsizing-эффект)[54][55].
Наблюдения звёздных скоплений
Популяция белых карликов в шаровом звёздном скоплении NGC 6397. Синие квадраты — гелиевые белые карлики, фиолетовые кружки — «нормальные» белые карлики с высоким содержанием углерода.
Главное свойство шаровых скоплений для наблюдательной космологии — много звёзд одного возраста в небольшом пространстве. Это значит, что если каким-то способом измерено расстояние до одного члена скопления, то различие в расстоянии до других членов скопления пренебрежимо мало.
Одновременное формирование всех звёзд скопления позволяет определить его возраст: опираясь на теорию звёздной эволюции, строятся изохроны на диаграмме «цвет — звёздная величина», то есть кривые равного возраста для звёзд различной массы. Сопоставляя их с наблюдаемым распределением звёзд в скоплении, можно определить его возраст.
Метод имеет ряд своих трудностей. Пытаясь их решить, разные команды, в разное время получали разные возраста для самых старых скоплений, от ~8 млрд лет[56], до ~ 25 млрд лет[57].
В галактиках шаровые скопления, входящие в старую сферическую подсистему галактик, содержат множество белых карликов — остатков проэволюционировавших красных гигантов относительно небольшой массы. Белые карлики лишены собственных источников термоядерной энергии и излучают исключительно за счёт излучения запасов тепла. Белые карлики имеют приблизительно одинаковую массу звёзд-предшественниц, а значит — и приблизительно одинаковую зависимость температуры от времени. Определив по спектру белого карлика его абсолютную звёздную величину на данный момент и зная зависимость время—светимость при остывании, можно определить возраст карлика[58]
Однако данный подход связан как с большими техническими трудностями, — белые карлики крайне слабые объекты, — необходимо крайне чувствительные инструменты, чтоб их наблюдать. Первым и пока единственным телескопом, на котором возможно решение данной задачи является космический телескоп им. Хаббла. Возраст самого старого скопления по данным группы, работавшей с ним: 12,7\pm0,7 млрд лет[58], однако, результат оспаривается. Оппоненты указывают, что не были учтены дополнительные источники ошибок, их оценка 12,4^{+1,8}_{-1,5} млрд лет[59].
Наблюдения непроэволюционировавших объектов
NGC 1705 — галактика типа BCDG
Объекты, фактически состоящие из первичного вещества, дожили до нашего времени благодаря крайне малому темпу их внутренней эволюции. Это позволяет изучать первичный химический состав элементов, а также, не сильно вдаваясь в подробности и основываясь на лабораторных законах ядерной физики, оценить возраст подобных объектов, что даст нижний предел на возраст Вселенной в целом.
К такому типу можно отнести: звёзды малой массы с низкой металличностью (так называемые G-карлики), низкометалличные области HII, а также карликовые неправильные галактики класса BCDG (Blue Compact Dwarf Galaxy).
Согласно современным представлениям, в ходе первичного нуклеосинтеза должен был образоваться литий. Особенность это элемента заключается в том, что ядерные реакции с его участием начинаются при не очень больших, по космическим масштабам, температурах. И в ходе звездной эволюции изначальный литий должен был быть практически полностью переработан. Остаться он мог только у массивных звезд населения типа II. Такие звёзды имеют спокойную, не конвективную атмосферу, благодаря чему литий остаётся на поверхности, не рискуя сгореть в более горячих внутренних слоях звезды.
В ходе измерений, обнаружилось, что у большинства таких звезд обильность лития составляет[60]:
A(Li)=12+\log(Li/H)=2.12.
Однако есть ряд звезд, в том числе и сверхнизкометалличные, у которых обильность значительность ниже. С чем это связано, до конца не ясно, предполагается, что это как-то связано с процессами в атмосфере[61].
У звезды CS31082-001, принадлежащей звёздному населению типа II, были обнаружены линии и измерены концентрации в атмосфере тория и урана. Эти два элемента имеют различный период полураспада, поэтому со временем их соотношение меняется, и если как-то оценить первоначальное соотношение обильностей, то можно определить возраст звезды. Оценить можно двояким способом: из теории r-процессов, подтверждённой как лабораторными измерениями, так и наблюдениями Солнца; или можно пересечь кривую изменения концентраций за счёт распада и кривую изменения содержания тория и урана в атмосферах молодых звёзд за счёт химической эволюции Галактики. Оба метода дали схожие результаты: 15,5±3,2[62] млрд лет получены первым способом, 14{,}5^{-2{,}8}_{+2{,}2}[63] млрд лет — вторым.
Слабо металличные BCDG-галактикам (всего их существует ~10) и зоны HII — источники информации по первичному обилию гелия. Для каждого объекта из его спектра определяется металличность (Z) и концентрация He (Y). Экстраполируя определённым образом диаграмму Y-Z до Z=0, получают оценку первичного гелия.
Итоговое значения Yp разнится от одной группы наблюдателей к другой и от одного периода наблюдений к другому. Так, одна, состоящая из авторитетнейших специалистов в этой области: Изотова и Тхуан (Thuan) получили значение Yp=0,245±0,004[64] по BCDG-галактикам, по HII — зонам на данный момент (2010) они остановились на значении Yp=0,2565±0,006[65]. Другая авторитетная группа во главе с Пеймберт (Peimbert) получали также различные значения Yp, от 0,228±0,007 до 0,251±0,006[66].
Теоретические модели
Основная статья: Космологические модели
Из всего множества наблюдательных данных для построения и подтверждения теорий ключевыми являются следующие:
Все наблюдения, связанные со шкалой расстояний. Именно их результаты дают значения постоянной Хаббла H, в законе носящим его имя:
cz=H_0 D,,
где z — красное смещение галактики, D — расстояние до неё, c — скорость света.
Возраст Вселенной, получаемый из закона расширения должен быть строго больше возраста самых старых объектов. (К примеру, из наблюдений звездных скоплений )
Измерения первоначального обилия элементов. (К примеру, из наблюдений BCDG-галактик и G-карликов ).
Данные реликтового фона.
Данные об эволюции крупномасштабных структур. (Помимо непосредственных наблюдений структуры, источники данных могут быть самые разнообразные от наблюдений отдельных объектов до реликтового фона).
Их интерпретация начинается с постулата, утверждающего, что каждый наблюдатель в один и тот же момент времени, независимо от места и направления наблюдения обнаруживает в среднем одну и ту же картину. То есть на больших масштабах Вселенная пространственно однородна и изотропна. Заметим, данное утверждение не запрещает неоднородности во времени, то есть существования выделенных последовательностей событий, доступных всем наблюдателям.
Сторонники теорий стационарной Вселенной иногда формулируют «совершенный космологический принцип», согласно которому свойствами однородности и изотропности должно обладать четырёхмерное пространство-время. Однако наблюдаемые во Вселенной эволюционные процессы, по всей видимости не согласуются с таким космологическим принципом.
В общем случае для построения моделей применяются следующие теории и разделы физики:
Равновесная статистическая физика, её основные понятия и принципы, а также теория релятивистского газа.
Теория гравитации, обычно это ОТО. Хотя её эффекты проверены только в масштабах Солнечной системы[67][68], и её использование в масштабе галактик и Вселенной в целом может быть подвергнуто сомнению.
Некоторые сведения из физики элементарных частиц: список основных частиц, их характеристики, типы взаимодействия, законы сохранения. Космологические модели были бы много проще, если бы протон не был стабильной частицей и распадался бы[69], чего современные эксперименты в физических лабораториях не подтверждают.
На данный момент, комплекс моделей, наилучшим образом объясняющий наблюдательные данные является:
Теория Большого Взрыва.
Описывает химический состав Вселенной. Теория стадии инфляции.
Объясняет причину расширения. Модель расширения Фридмана.
Описывает расширение. Иерархическая теория.
Описывает крупномасштабную структуру.
прим.: зелёный цвет означает абсолютно доминирующие теории; янтарный — признана многими, но широко обсуждаемая; алый — испытывающая большие проблемы в последнее время, но поддерживаемая многими теоретиками.
Модель расширяющейся Вселенной
Основная статья: Расширение Вселенной
Модель расширяющейся Вселенной описывает сам факт расширения. В общем случае не рассматривается, когда и почему Вселенная начала расширяться. В основе большинства моделей лежит ОТО и её геометрический взгляд на природу гравитации.
Если изотропно расширяющуюся среду рассматривать в системе координат, жестко связанной с материей, то расширение Вселенной формально сводится к изменению масштабного фактора всей координатной сетки, в узлах которой «посажены» галактики. Такую систему координат называют сопутствующей. Начало же отсчёта обычно прикрепляют к наблюдателю.
Единой точки зрения, является ли Вселенная действительно бесконечной или конечной в пространстве и объёме, не существует. Тем не менее, наблюдаемая Вселенная конечна, поскольку конечна скорость света и существовал Большой Взрыв.
Модель Фридмана
Основная статья: Вселенная Фридмана
Стадия Эволюция a(\eta) Параметр Хаббла
Инфляционная a\propto e^{Ht} H^2=\frac{8\pi}{3}\frac{\rho_{vac}}{M^2_{pl}}
Радиационное доминирование
p=ρ/3 a\propto t^{\frac{1}{2}} H=\frac{1}{2t}
Пылевая стадия
p=const a\propto t^{\frac{2}{3}} H=\frac{2}{3t}
\Lambda-доминирование a\propto e^{Ht} H^2=\frac{8\pi}{3}G\rho_{\Lambda}
В рамках ОТО вся динамика Вселенной может быть сведена к простым дифференциальным уравнениям для масштабного фактора a(t).[70]
В однородном, изотропном четырехмерном пространстве с постоянной кривизной, расстояние между двумя бесконечно приближенными точками можно записать следующим образом:
ds^2 = cdt - a^2(t) \left(dr^2-k\frac{(rdr)^2}{1-kr^2}\right)
k — кривизна пространства (принимает значения −1 0 1), а r - радиус вектор.
Если же выражение для метрики подставить в уравнения ОТО, то получим следующую систему уравнений:
Уравнение энергии
\left(\frac{\dot a}{a}\right)^2=\frac{8\pi G\rho}{3}-\left(\frac{kc^2}{a^2}\right)+\frac{\Lambda c^2}{3}
Уравнение движения
\frac{\ddot a}{a}=-\frac{4\pi G}{3}\left(\rho +\frac{3P}{c^2}\right) + \frac{\Lambda c^2}{3}
Уравнение неразрывности
\frac{d\rho}{dt} =-3H\left(\rho +\frac{P}{c^2}\right)
где Λ — космологическая постоянная, ρ — средняя плотность Вселенной, P — давление, с — скорость света.
Приведенная система уравнений допускает множество решений, в зависимости от выбранных параметров. На самом деле значение параметров фиксированы только на текущий момент и с течением времени эволюционируют, поэтому эволюцию расширения описывает совокупность решений.[70]
Объяснение закона Хаббла
Допустим есть источник, расположенный в сопутствующей системе на расстоянии r1 от наблюдателя. Приемная аппаратура наблюдателя регистрирует фазу приходящей волны. Рассмотрим два интервала между точками с одной и тойже фазой[70]:
\frac{\delta t_1}{\delta t_0} =\frac{\nu_0}{\nu_1} \equiv 1+z
С другой стороны для световой волны в принятой метрике выполняется равенство:
dt = \pm a(t)\frac{dr}{\sqrt{1-kr^2}}
Если это уравнение проинтегрировать и вспомнить, что в сопутствующих координатах r не зависит от времени, то при условии малости длины волны относительно радиуса кривизны Вселенной получим соотношение:
\frac{\delta t_1}{a(t_1)} =\frac{\delta t_0}{a(t_0)}
Если теперь его подставить в первоначальное соотношение:
1+z = \frac{a(t_0)}{a(t_1)}
После разложения правой части в ряд Тейлора с учетом члена первого порядка малости получим соотношение в точности совпадающее с законом Хаббла. Где постоянная H принимает вид:
H=\frac{\dot a (t)}{a(t)}
ΛCDM
Основная статья: Модель Лямбда-CDM
Космологические параметры по данным WMAP и Planck
WMAP[6] Planck[71]
Возраст Вселенной t0 млрд.лет 13.75±0.13 13.81±0.06
H0 км/с/МПк 71.0±2.5 67.4±1.4
Плотность барионной материи Ωbh2 0.0226±0.0006 0.0221 ± 0.0003
Плотность темной материи Ωсh2 0.111 ± 0.006 0.120 ± 0.003
Общая плотность Ωt 1.08+0.09-0.07 1.0 ±0.02
Плотность барионной материи Ωb 0.045±0.003
Плотность темной энергии ΩΛ 0.73±0.03 0.69±0.02
Плотность темной материи Ωc 0.22±0.03
Как уже говорилось, уравнения Фридмана допускают множество решений, в зависимости от параметров. И современная модель ΛCDM - это модель Фридмана с общепринятыми параметрами. Обычно в работе наблюдателей они приводятся в понятиях, связанных с критической плотностью[70]:
\rho_{cr} = \frac{3H_0^2}{8\pi G}
Если выразить левую часть из закона Хаббла, то после приведения получим следующий вид:
1 = \Omega_m +\Omega_k +\Omega_{\Lambda} ,
где Ωm=ρ/ρcr , Ωk = -(kc2)/(a2H2) , ΩΛ=(8πGΛc2)/ρcr. Из этой записи видно, что если Ωm+ΩΛ= 1 , т.е суммарная плотность материи и темной энергии равна критической, то k = 0, т.е. пространство плоское, если больше, то k = 1, если меньше k= -1
В современной общепринятой модели расширения космологическая постоянная положительна и существенно отлична от нуля, то есть на больших масштабах возникают силы антигравитации. Природа таких сил неизвестна, теоретически подобный эффект можно было бы объяснить действием физического вакуума, однако ожидаемая плотность энергии оказывается на много порядков больше, чем энергия, соответствующая наблюдаемому значению космологической постоянной — проблема космологической постоянной[70].
Остальные варианты на данный момент представляют только теоретический интерес, однако это может измениться при появлении новых экспериментальных данных. Современная история космологии уже знает подобные примеры: модели с нулевой космологической постоянной безоговорочно доминировали (помимо короткого всплеска интереса к другим моделям в 1960-е гг.) с момента открытия Хабблом космологического красного смещения и до 1998 года, когда данные по сверхновым типа Ia убедительно опровергли их[комм. 2].
Дальнейшая эволюция расширения
Дальнейший ход расширения в общем случае зависит от значений космологической постоянной Λ, кривизны пространства k и уравнения состояния P(ρ). Однако качественно эволюцию расширения можно оценить, опираясь на достаточно общие предположения.[70]
Λ < 0
Если значение космологической постоянной отрицательно, то действуют только силы притяжения и более никаких. Правая часть уравнения энергии будет неотрицательной только при конечных значениях R. Это означает, что при некотором значении Rc Вселенная начнет сжиматься при любом значении k и вне зависимости от вида уравнения состояния[72].
Λ = 0
В случае, если космологическая постоянная равна нулю, то эволюция при заданном значении H0 целиком и полностью зависит от начальной плотности вещества[70]:
\left(\frac{da}{dt}\right)^2=G\frac{8\pi\rho_0 a_0^3}{3a} -a_0^2H_0\left(\rho_0 - \frac{3H_0^2}{8\pi G}\right).
Если \rho_0 =\rho_{cr} , то расширение продолжается бесконечно долго, в пределе с асимптотически стремящейся к нулю скоростью. Если плотность больше критической, то расширение Вселенной тормозится и сменяется сжатием. Если меньше, то расширение идёт неограниченно долго с ненулевым пределом H.
Λ > 0
Если Λ>0 и k≤0, то Вселенная монотонно расширяется, но в отличие от случая с Λ=0 при больших значениях R скорость расширения растёт[72]:
R\propto exp[(\Lambda/3)^{1/2}t].
При k=1 выделенным значением является \Lambda_c=4\pi G\rho. В этом случае существует такое значение R, при котором R'=0 и R''=0, то есть Вселенная статична.
При Λ>Λc скорость расширения убывает до какого-то момента, а потом начинает неограниченно возрастать. Если Λ незначительно превышает Λc, то на протяжении некоторого времени скорость расширения остаётся практически неизменной.
В случае Λ<Λc всё зависит от начального значения R, с которого началось расширения. В зависимости от этого значения Вселенная либо будет расширяться до какого-то размера, а потом сожмется, либо будет неограниченно расширяться.
Теория Большого взрыва (модель горячей Вселенной)
Основная статья: Большой взрыв
Теория Большого взрыва — теория первичного нуклеосинтеза. Отвечает на вопрос — каким образом образовались химические элементы и почему распространенность их именно такая, какая сейчас наблюдается. Зиждется на экстраполяции законов ядерной и квантовой физики, в предположении, что при движении в прошлое, средняя энергия частиц (температура) возрастает[73].
Граница применимости — область высоких энергий, выше которых перестают работать изученные законы. При этом вещества как такового уже и нет, а есть практически чистая энергия. Если экстраполировать закон Хаббла на тот момент, то окажется, что видимая область Вселенный разместилась в небольшом объёме. Малый объём и большая энергия — характерное состояние вещества после взрыва, отсюда и название теории — теория Большого Взрыва. При этом остается за рамками ответ на вопрос: «Что вызвало это взрыв и какова его природа?».
Также теория Большого взрыва предсказала и объяснила происхождение реликтового излучения — это наследие того момента, когда ещё всё вещество было ионизованным и не могло сопротивляться давлению света. Иными словами, реликтовый фон — это остаток «фотосферы Вселенной».
Энтропия Вселенной
Основная статья: Энтропия Вселенной
Главным аргументом, подтверждающий теорию горячей Вселенной, является значение её удельной энтропии. Она с точностью до численного коэффициента равна отношению концентрации равновесных фотонов nγ к концентрации барионов nb.
Выразим nb через критическую плотность и долю барионов[70]:
n_b=\frac{\rho_cr}{m_p}=1{,}124\cdot 10^{-5}\Omega_b h^2_{100},
где h100 — современное значение Хаббла, выраженное в единицах 100 км/(c Мпк), и, учитывая, что для реликтового излучения с T=2,73 К
n_\gamma\approx 420(1+z)^3 см−3,
получаем:
\eta\simeq n_b/n_{\gamma}\approx 2{,}7\cdot 10^{-8}\Omega_b h_{100}^2\sim 10^{-9}.
Обратная величина и есть значение удельной энтропии.
Первые три минуты. Первичный нуклеосинтез
Основные ядерные реакции на этапе первичного нуклеосинтеза.
Предположительно, с начала рождения (или по крайне мере с конца инфляционной стадии) и в течение времени, пока температура остаётся не ниже 1016 ГэВ (10−10с), присутствуют все известные элементарные частицы, причем все они не имеют массы. Этот период называется периодом Великого объединения, когда электрослабое и сильное взаимодействия едины[74] .
На данный момент невозможно сказать, какие же именно частицы присутствуют в тот момент, но кое-что всё же известно. Величина η — не только показатель удельной энтропии, но и характеризует избыток частиц над античастицами[75]:
\frac{n_p-n_{\bar p}}{n_p}=10^{-9}.
В момент, когда температура опускается ниже 1015 ГэВ, вероятно, выделяются X- и Y-бозоны с соответствующими массами.
Эпоху Великого объединения сменяет эпоха электрослабого объединения, когда электромагнитное и слабое взаимодействия представляют единое целое. В эту эпоху идет аннигиляция X- и Y-бозонов. В момент, когда температура понижается до 100 ГэВ, эпоха электрослабого объединения заканчивается, образуются кварки, лептоны и промежуточные бозоны.
Настаёт адронная эра, эра активного рождения и аннигиляции адронов и лептонов. В эту эпоху примечателен момент кварк-адронного перехода или момент конфайнмента кварков, когда стало возможным слияние кварков в адроны. В этот момент температура равна 300—1000 МэВ, а время от рождения Вселенной составляет 10−6 с.
Эпохе адронной эры наследует лептонная эра — в момент, когда температура падает до уровня 100 МэВ, а на часах 10−4 с. В эту эпоху состав Вселенной начинает походить на современный; основные частицы — это фотоны, помимо них есть только электроны и нейтрино со своими античастицами, а также протоны и нейтроны. В этот период происходит одно важное событие: вещество становится прозрачным для нейтрино. Возникает что-то наподобие реликтового фона, но для нейтрино. Но так как отделение нейтрино произошло раньше отделения фотонов, когда некоторые виды частиц ещё не проаннигилировали, отдав свою энергию остальным, то и остыли они больше. К настоящему времени нейтринный газ должен был остыть до 1,9 К, если нейтрино не имеют массы (или их массы пренебрежимо малы).
При температуре Т≈0,7 МэВ термодинамическое равновесие между протонами и нейтронами, существовавшее до этого, нарушается и отношение концентрации нейтронов и протонов застывает на значении 0,19. Начинается синтез ядер дейтерия, гелия, лития. Спустя ~200 секунд после рождения Вселенной температура падает до значений, при которых нуклеосинтез более невозможен, и химический состав вещества остаётся неизменным до момента рождения первых звёзд[74].
Проблемы теории Большого взрыва
Несмотря на значительные успехи, теория горячей Вселенной сталкивается с рядом трудностей. Если бы Большой взрыв вызвал расширение Вселенной, то в общем случае могло бы возникнуть сильное неоднородное распределение вещества, чего не наблюдается. Теория Большого Взрыва также не объясняет расширение Вселенной, она принимает его как факт[76].
Теория также предполагает, что соотношение числа частиц и античастиц на первоначальной стадии было таким, что дало в результате современное преобладание материи над антиматерией. Можно предположить, что вначале Вселенная была симметрична — материи и антиматерии было одинаковое количество, но тогда чтобы объяснить барионную асимметрию необходим некоторый механизм бариогенеза, который должен приводить к возможности распада протона, чего также не наблюдается[69].
Различные теории Великого объединения предполагают рождение в ранней Вселенной большого числа магнитных монополей, до сего момента также не обнаруженных[77].
Инфляционная модель
Основная статья: Инфляционная модель Вселенной
Задача теории инфляции — дать ответы на вопросы, которые оставили после себя теория расширения и теория Большого взрыва: «Почему Вселенная расширяется? И что представляет из себя Большой Взрыв?..» Для этого расширение экстраполируется на нулевой момент времени и вся масса Вселенной оказывается в одной точке, образуя космологическую сингулярность, часто её и называют Большим Взрывом. По всей видимости, общая теория относительности на тот момент уже неприменима, что приводит к многочисленным, но пока, увы, только чисто умозрительным попыткам разработать более общую теорию (или даже «новую физику»), решающую эту проблему космологической сингулярности
Основная идея инфляционной стадии — если вести скалярное поле, называемое инфлантоном, воздействие которого велико на начальных стадиях (начиная, примерно с 10−42с), но быстро убывает со временем, то можно объяснить плоскую геометрию пространства, хаббловское расширение же становится движением по инерции благодаря большой кинетической энергии, накопленной в ходе инфляции, а происхождение из малой изначально причинно-связанной области объясняет однородность и изотропность Вселенной[78].
Однако способов задать инфлатон — великое множество, что в свою очередь порождает целое множество моделей. Но большинство основывается на предположении о медленном скатывании: потенциал инфлантона медленно уменьшается до значения, равного нулю. Конкретный же вид потенциала и способ задания начальных значений зависит от выбранной теории.
Теории инфляции также делятся на бесконечные и конечные во времени. В теории с бесконечной инфляцией существуют области пространства — домены — которые начали расширяться, но из-за квантовых флуктуаций вернулись в первоначальное состояние, в котором возникают условия для повторной инфляции. К таким теориям относится любая теория с бесконечным потенциалом и хаотическая теория инфляции Линде[78].
К теориям с конечным временем инфляции относится гибридная модель. В ней существует два вида поля: первое ответственно за большие энергии (а значит за скорость расширения), а второе за малые, определяющие момент завершения инфляции. В таком случае квантовые флуктуации могут повлиять только на первое поле, но не на второе, а значит и сам процесс инфляции конечен.
К нерешенным проблемам инфляции можно отнести скачки температуры в очень большом диапазоне, в какой-то момент она падает почти до абсолютного нуля. В конце инфляции происходит повторный нагрев вещества до высоких температур. На роль возможного объяснения столь странного поведения предлагается «параметрический резонанс»[79].
Мультивселенная
Основная статья: Мультивселенная
«Мультивселенная», «Большая Вселенная», «Мультиверс», «Гипервселенная», «Сверхвселенная», «Мультиленная», «Омниверс» — различные переводы английского термина multiverse. Появился он в ходе развития теории инфляции[80].
Области Вселенной, разделённые расстояниями больше размера горизонта частиц, эволюционируют независимо друг от друга. Любой наблюдатель видит только те процессы, которые происходят в домене, равном по объёму сфере с радиусом, составляющим расстояние до горизонта частиц. В эпоху инфляции две области расширения, разделённые расстоянием порядка горизонта, не пересекаются.
Такие домены можно рассматривать как отдельные вселенные, подобные нашей: они точно так же однородны и изотропны на больших масштабах. Конгломерат таких образований и есть Мультивселенная.
Хаотическая теория инфляции предполагает бесконечное разнообразие Вселенных, каждая из которых может иметь отличные от других Вселенных физические константы[81]. В другой теории Вселенные различаются по квантовому измерению[82]. По определению эти предположения нельзя экспериментально проверить.
Альтернативы теории инфляции
Модель космической инфляции вполне успешна, но не необходима для рассмотрения космологии. У неё имеются противники, в числе которых можно назвать Роджера Пенроуза. Их аргументы сводятся к тому, что решения, предлагаемые инфляционной моделью, оставляют за собой упущенные детали. Например, никаких фундаментальных обоснований того, что возмущения плотности на доинфляционной стадии должны быть именно такими малыми, чтобы после инфляции возникала наблюдаемая степень однород
|
|
|
|
|
|
UJIa
|
23.02.2014 в 17:26
|
|
Написал(а): Игорь
|
положительный
|
wf 16.11.2013 в 21:36
Написал(а): wf нейтральный
↑ "Художественные приемы: ТРОПЫ "
↑ Концепции художественного творчества в современной эстетике кино disserCat
↑ Акционерное общество «Ханжонков и К°»
Категория: Теория кино
Навигация
Создать учётную записьПредставиться системеСтатьяОбсуждениеЧитатьПравитьТекущая версияПравить исходный текстИстория
Найти
Заглавная страница
Рубрикация
Указатель А — Я
Избранные статьи
Случайная статья
Текущие события
Участие
Сообщить об ошибке
Портал сообщества
Форум
Свежие правки
Новые страницы
Справка
Пожертвования
Печать/экспорт
Инструменты
На других языках
Беларуская
Беларуская (тарашкевіца)
Հայերեն
ქართული
Українська
მარგალური
Править ссылки
Последнее изменение этой страницы: 01:31, 22 октября 2013.
Текст доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия. Подробнее см. Условия использования.
Wikipedia® — зарегистрированный товарный знак некоммерческой организации Wikimedia Foundation, Inc.
Свяжитесь с нами
Политика конфиденциальностиОписание ВикипедииОтказ от ответственностиРазработчикиМобильная версияWikimedia Foundation Powered by MediaWiki
ПОЛУЧАЙТЕ 16.11.2013 в 20:58
Написал(а): АН-602 положительный
Кинематограф
[править | править исходный текст]Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 6 сентября 2013; проверки требуют 8 правок.
У этого термина существуют и другие значения, см. Кинематограф (значения).
У этого термина существуют и другие значения, см. Кино (значения).
Кинемато́граф (от греч. κινημα, род. п. κινηματος — движение и греч. γραφω — писать, рисовать; то есть «записывающий движение») — отрасль человеческой деятельности, заключающаяся в создании движущихся изображений. Иногда также упоминается как синемато́граф (от фр. cinématographe, устар.) и кинематогра́фия. Кинематограф был изобретён в конце XIX века и стал крайне популярен в XX веке.
В понятие кинематографа входят киноиску́сство — вид современного изобразительного искусства, произведения которого создаются при помощи движущихся изображений, и киноиндустрия (кинопромышленность) — отрасль экономики, производящая кинофильмы, спецэффекты для кинофильмов, мультипликацию, и демонстрирующая эти произведения для зрителей. Произведения киноискусства создаются при помощи кинотехники. Изучением кинематографа занимается наука кинове́дение. Сами кинофильмы могут сниматься в различных жанрах игрового и документального кино.
Кинематограф занимает значительную часть современной культуры многих стран. Во многих странах киноиндустрия является значимой отраслью экономики. Производство кинофильмов сосредоточено на киностудиях. Фильмы демонстрируются в кинотеатрах, по телевидению, распространяются «на видео» в форме видеокассет и видеодисков, а с появлением скоростного интернета стало доступным скачивание кинофильмов в форме видеофайлов на специализированных сайтах или посредством пиринговых сетей, а также просмотр онлайн (что может нарушать права правообладателей кинофильма).
Содержание [убрать]
1 История
1.1 Эпоха немого кино
1.2 Появление звука
1.3 Появление цвета
1.3.1 Появление цветного кино в России
1.4 Дальнейший технический прогресс в кино
2 Виды кинематографа
2.1 Художественное и документальное кино
2.2 Короткометражное кино
2.3 Документальное кино
2.3.1 Образовательные фильмы
3 Технические особенности
3.1 Соотношение сторон экрана
3.2 Кинематографические системы
3.3 «Эффект 25-го кадра»
3.4 Цифровой кинематограф
4 Художественные особенности
5 Кинематографические школы
5.1 Независимое американское кино
5.2 Английское кино
5.3 Французское кино
5.4 Итальянское кино
5.5 Немецкое кино
5.6 Новые кинематографические школы
6 Профессии кинематографа
7 Кинофестивали и кинопремии
8 Кинематографические базы данных
8.1 IMDb
9 См. также
10 Литература
11 Ссылки
12 Примечания
История[править | править исходный текст]
Основная статья: Рождение кинематографа
Исторически кинематограф появился в результате решения задачи по закреплению на материальном носителе изображения непрерывного движения объектов и проекции этого движения на экран. Для решения этой задачи необходимо было создание сразу нескольких технических изобретений: гибкой светочувствительной плёнки, аппарата хронофотографической съёмки, проектора быстро сменяющихся изображений. Первая гибкая светочувствительная негорючая плёнка была изобретена русским фотографом И. В. Болдыревым в 1878—1881 гг., затем американскими изобретателями Г. Гудвином в 1887 году и Дж. Истменом в 1889 году была создана горючая, целлулоидная пленка. Первые же аппараты хронофотографической съемки были сконструированы в 80-х годах XIX века. К ним относятся: «фоторужьё» французского физиолога Э. Марея (1882), аппарат французского изобретателя О. ле Бернса (1888), аппарат английских изобретателей У. Фризе-Грина и М. Эванса (1889), аппарат русского фотографа В. А. Дюбюка (1891), «Фоноскоп» французского физиолога Ж. Демени (1892). Пионерами в создании аппаратов для проекции на экран быстро сменяющихся изображений были: немецкий и русский фотографы О. Анщюц и В. А. Дюбюк, создавшие соответственно в 1891 и 1892 годах проекционные аппараты различной конструкции, но с одинаковым названием — «Тахископ», французский изобретатель Э. Рейно, создавший в 1892 году проектор под названием «Оптический театр», и русские изобретатели И. А. Тимченко и М. Ф. Фрейденберг (1893).
Братья Люмьер (Огюст слева, Луи справа на фото)
Изобретениями наиболее приблизившиеся к кинематографу по своим техническим характеристикам являются: «кинетоскоп» Эдисона, аппарат И. А. Тимченко (1893), «хронофотограф» Ж. Демени (1893), проектор американского изобретателя Ж. А. Ле Роя (1894), проектор «паноптиком» американского изобретателя У. Латама (1895), «плеограф» польского изобретателя К. Прушинского (1894) и др. А уже в 1895—1896 годах были изобретены аппараты, сочетающие в себе все основные элементы кинематографа: во Франции — «синематограф» братьев Л.Люмьер и О. Люмьер (1895) и «хронофотограф» Ж. Демени (1895); в Германии — «биоскоп» М. Складановского (1895) и кинопроектор О. Местера (1896); в Англии — «аниматограф» Р. У. Пола (1896); в России — «хронофотограф» А. Самарского (1896) и «стробограф» И. Акимова (1896), в США — «витаскоп» Т. Армата (1896).
Начало распространения кинематографа было положено съёмкой и публичной демонстрацией первых короткометражных фильмов. 1 ноября 1895 года в Берлине М. Складановский продемонстрировал свой «биоскоп», а 28 декабря 1895 года в Париже братьями Люмьер был продемонстрирован их «синематограф». В течение 1896—1897 годов публичные демонстрации короткометражных фильмов были произведены во всех мировых столицах. В России первый показ был организован 4 мая 1896 года в Санкт-Петербурге (в саду «Аквариум»), затем в Москве и на Всероссийской ярмарке в Нижнем Новгороде. Тогда же были сняты первые русские любительские киносъемки (В. Сашин, А. Федецкий, С. Макаров и др.).
Первая киносъёмка в Российской империи была сделана фотохудожником А.Федецким в Харькове (1,5 минуты, «Перенесение иконы Озерянской Божьей матери»). Первым российским документальным фильмом стал «Вид харьковского вокзала в момент отхода поезда с находящимся на платформе начальством» (1896).
И вдруг что-то щёлкает, всё исчезает, и на экране является поезд железной дороги. Он мчится стрелой прямо на вас — берегитесь! Кажется, что вот-вот он ринется во тьму, в которой вы сидите, и превратит вас в рваный мешок кожи, полный измятого мяса и раздробленных костей, и разрушит, превратит в обломки и в пыль этот зал и это здание, где так много вина, женщин, музыки и порока.
— Максим Горький[1]
Эпоха немого кино[править | править исходный текст]
Основная статья: Немое кино
Чарли Чаплин
Первые короткометражные фильмы (15-20 метров, примерно 1,5 минуты демонстрации) были по большей части документальные, однако уже в комедийной инсценировке братьев Люмьер «Политый поливальщик» отражаются тенденции зарождения игрового кино.
Небольшая длина первых фильмов была обусловлена техническим несовершенством киноаппаратуры, тем не менее, уже к 1900-м годам длина кинокартин увеличилась до 200—300 метров (15-20 минут демонстрации). Совершенствование съёмочной и проекционной техники способствовало дальнейшему увеличению длины фильмов, качественному и количественному увеличению художественных приёмов съёмки, актёрской игры и режиссуры. А широкое распространение кинематографа и популярность кинематографа обеспечили его экономическую выгодность, что, однако, не могло не сказаться на художественной ценности снимаемых кинокартин. В этот период с усложнением и удлинением сюжета фильмов начинают формироваться жанры кинематографа, оформляется их художественное своеобразие, создается специфический для каждого жанра набор изобразительных приёмов.
Наивысшего своего расцвета «немое» кино достигает к 20-м годам XX века, когда оно уже вполне оформляется как самостоятельный род искусства, обладающий своими собственными художественными средствами.
Появление звука[править | править исходный текст]
Ещё до начала XX века Томас Эдисон пытался синхронизировать «кинетоскоп» c фонографом, но потерпел неудачу. Однако впоследствии Уильям Диксон, соавтор Эдисона, утверждал, что ему уже в 1889 году удалось создать кинетофонограф — прибор, воспроизводивший звук и изображение одновременно. Однако не существует никаких доказательств, подтверждающих его слова.
В ранний период кинематографа звуковое кино пытались создать во множестве стран, но столкнулись с двумя основными проблемами: трудность в синхронизации изображения и звука и недостаточная громкость последнего. Первая проблема была решена путём записи и звука, и изображения на одном и том же носителе, но для решения второй проблемы требовалось изобретение усилителя низкой частоты, что произошло лишь в 1912 году, когда киноязык развился настолько, что отсутствие звука уже не воспринималось как серьёзный недостаток.
В результате патент на ту систему звукового кинематографа, которая впоследствии совершила звуковую революцию, был получен в 1919 году, но кинокомпании не обратили никакого внимания на возможность кино заговорить, желая избежать удорожания стоимости производства и проката кинофильмов и потери иноязычных рынков. Тем не менее 17 сентября 1922 года в Берлине впервые в мире был показан звуковой фильм.[2]
В 1925 году компания Warner Brothers, находившаяся в тот момент на грани банкротства, вложилась в рискованный звуковой проект. Уже в 1926 году Warner Brothers выпустила несколько звуковых фильмов, состоящих в основном из музыкальных номеров, но особого успеха у зрителей они не имели. Успех пришёл только с фильмом «Певец джаза», в котором кроме музыкальных номеров Эла Джолсона присутствовали и его короткие реплики. 6 октября 1927 года — день премьеры «Певца Джаза» — принято считать днём рождения звукового кино.
Появление цвета[править | править исходный текст]
Файл:Annabelle Serpentine.ogg
Кадры из фильма Annabelle Serpentine Dance (1894—1896)
Основная статья: Цветной кинематограф
Первым сохранившимся цветным фильмом стал короткометражный фильм «Танец Лои Фуллер» (англ. Annabelle Serpentine Dance). Он был снят в чёрно-белом варианте в 1894 году, а в 1895 или в 1896 году был раскрашен вручную (кисточкой раскрашивался каждый кадрик). Первый коммерчески успешный цветной фильм «Путешествие на Луну», созданный Жоржем Мельесом в 1902 году, также был раскрашен вручную.
В 1899 году фотограф Эдвард Рэймонд Тернер запатентовал процесс съёмки цветного кино. По технологии Тернера каждый кадр снимался через один из трех специальных фильтров красного, зеленого и синего цветов. В 2012 году сотрудники Национального музея СМИ и технологий в Брадфорде отыскали цветную видеозапись Эдварда Тернера, датированную 1902 годом.[3][4][5] Ранее самой старой считалась цветная плёнка 1909 года, созданная по технологии Kinemacolor.
Британская технология «Кинемаколор» (англ. Kinemacolor), изобретённая в 1906 году, была первой в мире системой цветного кинематографа, имевшая коммерческий успех. Однако, по сравнению с фильмами, раскрашенными вручную, она имела недостаток: все цвета создавались путём смешиванния не трёх, а только двух основных цветов: красно-оранжевого и сине-зелёного[6]. В этой системе в 1908 году был снят «Визит к морю» (англ. A Visit to the Seaside) — первый цветной фильм, показанный в кинотеатрах, в 1910 году — первый цветной игровой фильм «Шахматист» (англ. Checkmated), в 1911 году — первый цветной полнометражный документальный фильм «Торжественный приём в Дели» (англ. With Our King and Queen Through India).
Первыми полнометражными игровыми цветными фильмами, показанными в кинотеатрах, были «The World, the Flesh and the Devil» (1914) и «Little Lord Fauntleroy» (1914), снятые по технологии «Кинемаколор», «The Gulf Between» (1917), изготовленный по технологии «Техниколор» (англ. Technicolor), и «Cupid Angling» (1918), созданный по технологии Douglass Natural Color process.
Кадр из первого голливудского цветного фильма «Жертвы моря» (1922)
Первый голливудский двухцветный фильм, снятый по технологии «бипак» вышел в 1922 году, он не впечатлил зрителей. Однако последовавшие за ним цветные голливудские фильмы, такие как «Странник пустоты» (1924), получили огромный кассовый успех.
Вслед за бешеной популярностью цветных фильмов в Европе, а затем и в США, наступил период охлаждения интереса к цветным фильмам. Цветные фильмы были более дорогими. Изображение на них было менее чётким. Сочетаниями двух цветов нельзя было изобразит
xaxaxa 16.11.2013 в 21:25
Написал(а): olga положительный
Менделеев, Дмитрий Иванович
[править | править исходный текст]Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Запрос «Менделеев» перенаправляется сюда; см. также другие значения.
Дмитрий Иванович Менделеев
DIMendeleevCab.jpg
Д. И. Менделеев в своём кабинете (Главная палата мер и весов, Санкт-Петербург).
Дата рождения:
27 января (8 февраля) 1834
Место рождения:
Тобольск,
Тобольская губерния,
Российская империя
Дата смерти:
20 января (2 февраля) 1907 (72 года)
Место смерти:
Санкт-Петербург,
Российская империя
Страна:
Россия
Научная сфера:
Химия, физика, экономика, геология, метрология
Научный руководитель:
А. А. Воскресенский
Известные ученики:
Д. П. Коновалов,
В. А. Гемилиан,
А. А. Байков,
А. Л. Потылицын,
С. М. Прокудин-Горский
Известен как:
Автор периодического закона
Награды и премии
Орден Святого Александра Невского
Орден Святого Владимира I степени
Орден Святого Владимира II степени
Орден Святой Анны I степени
Орден Святой Анны II степени
Орден Святого Станислава I степени
Орден Белого орла
Кавалер ордена Почётного легиона
Медаль Копли
Дмитрий Иванович Менделеев на Викискладе
Дми́трий Ива́нович Менделе́ев (27 января [8 февраля] 1834, Тобольск — 20 января [2 февраля] 1907, Санкт-Петербург) — русский учёный-энциклопедист: химик, физикохимик, физик, метролог, экономист, технолог, геолог, метеоролог, педагог, воздухоплаватель, приборостроитель. Профессор Санкт-Петербургского университета; член-корреспондент по разряду «физический» Императорской Санкт-Петербургской Академии наук. Среди наиболее известных открытий — периодический закон химических элементов, один из фундаментальных законов мироздания, неотъемлемый для всего естествознания.
Содержание [убрать]
1 Биография
1.1 Происхождение
1.2 Детство
1.3 Семья и дети
2 Хроника творческой жизни учёного
2.1 1841—1859
2.2 Гейдельбергский период (1859—1861)
2.3 1860—1907
3 Научная деятельность
3.1 Периодический закон
3.2 Удельные объёмы. Химия силикатов и стеклообразного состояния
3.3 Исследование газов
3.4 Учение о растворах
3.5 Комиссия для рассмотрения медиумических явлений
3.6 Воздухоплавание
3.7 Кораблестроение. Освоение Крайнего Севера
3.8 Метрология
3.9 Пороходелие
3.10 Об электролитической диссоциации
4 Менделеев — экономист и футуролог
4.1 Уральская экспедиция
4.2 К познанию России
4.3 Менделеев о демографическом росте
5 Педагогика и просвещение
5.1 Училище наставников
6 Три службы Родине
7 Логико-тематическая парадигма творчества учёного
8 Д. И. Менделеев и мир
8.1 По Европейской России, Кавказу, Уралу и Сибири
8.2 Зарубежные поездки и путешествия
9 Признание
9.1 Награды, академии и общества
9.2 Менделеевские съезды
9.3 Менделеевские чтения
9.4 Нобелевская эпопея
10 Д. И. Менделеев в маргинальной истории
10.1 О приснившейся периодической таблице элементов
10.2 «Химики»
10.3 Чемоданы Д. И. Менделеева
10.4 Легенда об изобретении водки
11 Адреса Д. И. Менделеева в Санкт-Петербурге[77][78]
11.1 Памятники Д. И. Менделееву
11.2 Памятники Федерального значения
12 Память о Д. И. Менделееве
12.1 Музеи
12.2 Населённые пункты и станции
12.3 География и астрономия
12.4 Учебные заведения
12.5 Общества, съезды, журналы
12.6 Промышленные предприятия
12.7 Литература
12.8 Бонистика, нумизматика, филателия, сигиллатия
13 Примечания
14 Литература
15 Ссылки
Биография[править | править исходный текст]
Происхождение[править | править исходный текст]
Дмитрий Иванович Менделеев родился 27 января (8 февраля) 1834 года в Тобольске в семье Ивана Павловича Менделеева (1783—1847), в то время занимавшего должность директора Тобольской гимназии и училищ Тобольского округа. Дмитрий был в семье последним, семнадцатым ребёнком. Из семнадцати детей восемь умерли ещё в младенчестве (троим из них родители даже не успели дать имён), а одна из дочерей, Маша, умерла в возрасте 14 лет в середине 1820-х годов в Саратове от чахотки. История сохранила документ о рождении Дмитрия Менделеева — метрическую книгу духовной консистории за 1834 год, где на пожелтевшей странице в графе о родившихся по тобольской Богоявленской церкви записано: «27 января Тобольской гимназии директора — надворного советника Ивана Павловича Менделеева от законной его жены Марии Дмитриевны родился сын Дмитрий».
В одном из вариантов посвящения матери первого своего крупного труда «Исследования водных растворов по удельному весу» Дмитрий Иванович скажет[1]:
« ...Вашего последыша семнадцатого из рождённых Вами Вы подняли на ноги, вскормили своим трудом после смерти батюшки, ведя заводское дело, Вы научили любить природу с её правдою, науку с её истиной..., родину со всеми её нераздельнейшими богатствами, дарами..., больше всего труд со всеми его горестями и радостями..., Вы заставили научиться труду и видеть в нём одном всему опору, Вы вывезли с этими внушениями и доверчиво отдали в науку, сознательно чувствуя, что это будет последнее Ваше дело. Вы, умирая, внушали любовь, труд и настойчивость. Приняв от Вас... так много, хоть малым, быть может последним, Вашу память почитаю. »
Дед его по отцовской линии, Павел Максимович Соколов (1751—-1808), был священником села Тихомандрицы Вышневолоцкого уезда Тверской губернии, находившегося в двух километрах от северной оконечности озера Удомля[2]. Только один из четырёх его сыновей, Тимофей, сохранил фамилию отца. Как было принято в то время в среде духовенства, по окончании семинарии трём сыновьям П. М. Соколова были даны разные фамилии: Александру — Тихомандрицкий (по названию села), Василию — Покровский (по приходу, в котором служил Павел Максимович), а Иван, отец Дмитрия Ивановича, в виде прозвания получил фамилию соседних помещиков Менделеевых (сам Дмитрий Иванович так толковал её происхождение: «…дана отцу, когда он что-то выменял, как соседний помещик Менделеев менял лошадей»).[1][3]
Иван Павлович Менделеев — отец Д. И. Менделеева. Неизвестный художник 1-й половины XIX века. Масло
Окончив в 1804 году духовное училище, отец Дмитрия Ивановича Иван Павлович Менделеев поступил на филологическое отделение Главного педагогического института. Окончив его в числе лучших студентов в 1807 году, Иван Павлович был определён «учителем философии, изящных искусств и политической экономии» в Тобольск, где в 1809 году женился на Марии Дмитриевне Корнильевой. В декабре 1818 года он был назначен директором училищ Тамбовской губернии. С лета 1823-го по ноябрь 1827-го года семья Менделеевых жила в Саратове, а в дальнейшем — возвратилась в Тобольск, где Иван Павлович получил место директора Тобольской классической гимназии. Его незаурядные свойства ума, высокая культура и творческое начало определяли педагогические принципы, которыми он руководствовался в преподавании своих предметов. В год рождения Дмитрия Иван Павлович ослеп, что вынудило его выйти на пенсию. Для удаления катаракты он в сопровождении дочери Екатерины отправился в Москву, где в результате удачной операции доктора Брассе ему было возвращено зрение. Но вернуться к прежней работе он уже не мог, и семья жила на его небольшую пенсию[1].
Мария Дмитриевна Менделеева (урождённая Корнильева), мать Д. И. Менделеева
Мать Д. И. Менделеева происходила из старинного рода сибирски
ПОЛУЧАЙТЕ 16.11.2013 в 21:38
Написал(а): Вий нейтральный
Семья и дети[править | править исходный текст]
Дмитрий Иванович был женат дважды. В 1862 году сочетался браком с Феозвой Никитичной Лещевой, уроженкой Тобольска (падчерицей знаменитого автора «Конька-Горбунка» Петра Павловича Ершова). Супруга (Физа, наречённое имя) была старше его на 6 лет. В этом браке родились три ребёнка: дочь Мария (1863) — она умерла в младенчестве, сын Володя (1865—1898) и дочь Ольга (1868—1950). В конце 1878 г. 43-летний Дмитрий Менделеев страстно влюбился в 23 летнюю Анну Ивановну Попову (1860—1942), дочь донского казака из Урюпинска. Во втором браке у Д. И. Менделеева родилось четверо детей: Любовь, Иван (1883—1936) и близнецы Мария и Василий[1][7][8][9].
Д. И. Менделеев был тестем русского поэта Александра Блока, женатого на его дочери Любови.
Д. И. Менделеев доводился дядей русским учёным Михаилу Яковлевичу (профессор-гигиенист) и Фёдору Яковлевичу (профессор-физик) Капустиным, которые были сыновьями его старшей сестры Екатерины Ивановны Менделеевой (Капустиной)[10].
О японской внучке Дмитрия Ивановича — в статье, посвящённой творчеству Б. Н. Ржонсницкого.
Хроника творческой жизни учёного[править | править исходный текст]
1841—1859[править | править исходный текст]
Фотопортрет Д. И. Менделеева
1841 — поступил в тобольскую гимназию.
1855 — окончил физико-математический факультет Главного педагогического института в Санкт-Петербурге.
1855 — старший учитель естественных наук Симферопольской мужской гимназии. По просьбе петербургского врача Н. Ф. Здекауэра в середине сентября Дмитрия Менделеева осмотрел Н. И. Пирогов, констатировавший удовлетворительное состояние пациента: «Вы нас обоих переживёте»[11].
1855—1856 — старший учитель гимназии при Ришельевском лицее в Одессе.
1856 — блестяще защитил диссертацию «на право чтения лекций» — «Строение кремнезёмных соединений» (оппоненты А. А. Воскресенский и М. В. Скобликов), с успехом прочёл вступительную лекцию «Строение силикатных соединений»; в конце января отдельным изданием в Петербурге вышла в свет кандидатская диссертация Д. И. Менделеева «Изоморфизм в связи с другими отношениями кристаллической формы к составу»[12]; 10 октября присвоена учёная степень магистра химии.
1857 — 9 января утверждён в звании приват-доцента Императорского Санкт-Петербургского университета по кафедре химии.
1857—1890 — преподавал в Императорском Санкт-Петербургском университете (с 1865 года — профессор химической технологии, с 1867 — профессор общей химии) — во 2-м кадетском корпусе читает лекции по химии; одновременно в 1863—1872 годах — профессор Санкт-Петербургского технологического института, в 1863—1872 годах руководил химической лабораторией института, также одновременно преподавал в Николаевских инженерных академии и училище; — в Институте Корпуса инженеров путей сообщения.
1859—1861 — находился в научной командировке в Гейдельберге.
Гейдельбергский период (1859—1861)[править | править исходный текст]
Получив в январе 1859 года разрешение на командировку в Европу «для усовершенствования в науках», Д. И. Менделеев только в апреле, по завершении курса лекций в университете и занятий во 2-м кадетском корпусе и Михайловской артиллерийской академии, смог выехать из Санкт-Петербурга[1].
Он имел ясный план исследований — теоретическое рассмотрение тесной взаимосвязи химических и физических свойств веществ на основе изучения сил сцепления частиц, чему должны были служить данные, полученные экспериментально в процессе измерений при различных температурах поверхностного натяжения жидкостей — капиллярности[1].
Катетометр и компаратор, сделанные известным французским механиком Саллероном для Д. Менделеева
Пикнометр Д. И. Менделеева
Через месяц, после ознакомления с возможностями нескольких научных центров — отдано предпочтение Гейдельбергскому университету, где работают незаурядные естествоиспытатели: Р. Бунзен, Г. Кирхгоф, Г. Гельмгольц, Э. Эрленмейер и др. Есть сведения, которые говорят о том, что впоследствии Д. И. Менделеев имел в Гейдельберге встречу с Дж. У. Гиббсом. Оборудование лаборатории Р. Бунзена не позволяло проводить такие «деликатные опыты, как капиллярные», и Д. И. Менделеев формирует самостоятельную исследовательскую базу: провёл в арендуемую квартиру газ, приспособил отдельное помещение для синтеза и очистки веществ, другое — для наблюдений. В Бонне «знаменитый стеклянных дел маэстро» Г. Гесслер даёт ему уроки, сделав около 20 термометров и «неподражаемо хорошие приборы для определения удельного веса». У известных парижских механиков Перро и Саллерона он заказывает специальные катетометры и микроскопы[1].
Большое значение работы этого периода имеют для понимания методики масштабного теоретического обобщения, чему подчинены хорошо подготовленные и построенные тончайшие частные исследования, и что явится характерной чертой его универсума. Это теоретический опыт «молекулярной механики», исходными величинами которой предполагались масса, объём и сила взаимодействия частиц (молекул). Рабочие тетради учёного показывают, что он последовательно искал аналитическое выражение, демонстрирующее связь состава вещества с тремя этими параметрами. Предположение Д. И. Менделеева о функции поверхностного натяжения, связанной со структурой и составом вещества позволяет говорить о предвидении им «парахора»[13], но данные середины XIX века не способны были стать основой для логического завершения этого исследования — Д. И. Менделееву пришлось отказаться от теоретического обобщения[1].
В настоящее время «молекулярная механика», основные положения которой пытался сформулировать Д. И. Менделеев, имеет лишь историческое значение, между тем, эти исследования учёного позволяют наблюдать актуальность его взглядов, соответствовавших передовым представлениям эпохи, и обретшим общее распространение только после Международного химического конгресса в Карлсруэ (1860)[1][7][8][9].
1860—1907[править | править исходный текст]
Основатели Русского химического общества (члены химической секции 1-го съезда русских естествоиспытателей и врачей, вынесшие постановление об учреждении — 4 января 1868 года). Стоят слева направо: Ф. Р. Вреден, П. А. Лачинов, Г. А. Шмидт, А. Р. Шуляченко, А. П. Бородин, Н. А. Меншуткин, Н. А. Соковнин, Ф. Ф. Бейльштейн, К. И. Лисенко, Д. И. Менделеев, Ф. Н. Савченков; сидят: В. Ю. Рихтер, С. И. Ковалевский, Н. П. Нечаев, В. В. Марковников, А. А. Воскресенский, П. А. Ильенков, П. П. Алексеев, А. Н. Энгельгардт (подписи сделаны рукой Д. И. Менделеева)
1860 — 3—5 сентября принимает участие в первом Международном химическом конгрессе в Карлсруэ.
1865 — 31 января (12 февраля) на заседании Совета физико-математического факультета Санкт-Петербургского университета защитил докторскую диссертацию «О соединении спирта с водой», в которой были заложены основы его учения о растворах.
1876 — 29 декабря (10 января) 1877 года избран членом-корреспондентом по разряду «физический» Императорской Академии наук, в 1880 году выдвигался в академики, но 11 (23) ноября был забаллотирован немецким большинством Академии, что вызвало резкий общественный протест.
Принимал участие в разработке технологий запущенного в 1879 году первого в России завода по производству машинных масел в посёлке Константиновский в Ярославской губернии, который ныне носит его имя.
1880-е годы — Дмитрий Иванович снова изучает растворы, публикует работу «Исследование водных растворов по удельному весу».
1880—1888 — принимал деятельное участие в разработке проекта создания и строительства первого в Русской Азии Сибирского университета в Томске, для чего неоднократно консультировал руководителя комитета по строительству ТГУ профессора В. М. Флоринского. Планировался как первый ректор этого университета, но в силу ряда семейных причин в 1888 году в Томск не поехал. Через несколько лет он активно помогал в создании Томского технологического института и становления в нём химической науки[14][15].
1890 — покинул Петербургский университет из-за конфликта с министром просвещения, который во время студенческих волнений отказался принять от Менделеева петицию студентов.
1892 — Дмитрий Иванович Менделеев — учёный-хранитель Депо образцовых гирь и весов, которое в 1893 году по его инициативе было преобразовано в Главную палату мер и весов (ныне ВНИИ метрологии им. Д. И. Менделеева).
1893 год — работал на химическом заводе П. К. Ушкова (впоследствии — имени Л. Я. Карпова; п. Бондюжский, ныне г. Менделеевск) использовав производственную базу завода для получения бездымного пороха (пироколлодия). Впоследствии он отмечал, что посетив «немало западноевропейских химических заводов, с гордостью увидел, что может созданное русским деятелем не только не уступать, но и во многом превосходить иноземное».
1899 — возглавляет Уральскую экспедицию, подразумевающую стимуляцию промышленно-экономического развития края.
1900 — участвует в работе Всемирной выставки в Париже; им написана первая на русском языке — большая статья о синтетических волокнах «Вискоза на Парижской выставке», где отмечена важность для России развития их промышленности.
1903 год — первый председатель Государственной экзаменационной комиссии Киевского политехнического института, в создании которого учёный принимал активное участие. О посещении Д. И. Менделеевым института в дни защиты первых дипломных работ, в числе других воспоминал через 60 лет Иван Фёдорович Пономарёв (1882—1982)[16].
Член многих академий наук и научных обществ. Один из основателей Русского физико-химического общества (1868 год — химического, и 1872 — физического) и третий его президент (с 1932 года преобразовано во Всесоюзное химическое общество, которое тогда же было названо его именем, ныне — Российское химическое общество имени Д. И. Менделеева).
Умер Д. И. Менделеев 20 января (2 февраля) 1907 года в Санкт-Петербурге. Похоронен на «Литераторских мостках» Волковского кладбища[17].
Оставил более 1500 трудов[18], среди которых классические «Основы химии» (ч. 1—2, 1869—1871, 13 изд., 1947) — первое стройное изложение неорганической химии.
Именем Менделеева назван 101-й химический элемент —wf 16.11.2013 в 21:36
Написал(а): wf нейтральный
↑ "Художественные приемы: ТРОПЫ "
↑ Концепции художественного творчества в современной эстетике кино disserCat
↑ Акционерное общество «Ханжонков и К°»
Категория: Теория кино
Навигация
Создать учётную записьПредставиться системеСтатьяОбсуждениеЧитатьПравитьТекущая версияПравить исходный текстИстория
Найти
Заглавная страница
Рубрикация
Указатель А — Я
Избранные статьи
Случайная статья
Текущие события
Участие
Сообщить об ошибке
Портал сообщества
Форум
Свежие правки
Новые страницы
Справка
Пожертвования
Печать/экспорт
Инструменты
На других языках
Беларуская
Беларуская (тарашкевіца)
Հայերեն
ქართული
Українська
მარგალური
Править ссылки
Последнее изменение этой страницы: 01:31, 22 октября 2013.
Текст доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия. Подробнее см. Условия использования.
Wikipedia® — зарегистрированный товарный знак некоммерческой организации Wikimedia Foundation, Inc.
Свяжитесь с нами
Политика конфиденциальностиОписание ВикипедииОтказ от ответственностиРазработчикиМобильная версияWikimedia Foundation Powered by MediaWiki
ПОЛУЧАЙТЕ 16.11.2013 в 20:58
Написал(а): АН-602 положительный
Кинематограф
[править | править исходный текст]Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 6 сентября 2013; проверки требуют 8 правок.
У этого термина существуют и другие значения, см. Кинематограф (значения).
У этого термина существуют и другие значения, см. Кино (значения).
Кинемато́граф (от греч. κινημα, род. п. κινηματος — движение и греч. γραφω — писать, рисовать; то есть «записывающий движение») — отрасль человеческой деятельности, заключающаяся в создании движущихся изображений. Иногда также упоминается как синемато́граф (от фр. cinématographe, устар.) и кинематогра́фия. Кинематограф был изобретён в конце XIX века и стал крайне популярен в XX веке.
В понятие кинематографа входят киноиску́сство — вид современного изобразительного искусства, произведения которого создаются при помощи движущихся изображений, и киноиндустрия (кинопромышленность) — отрасль экономики, производящая кинофильмы, спецэффекты для кинофильмов, мультипликацию, и демонстрирующая эти произведения для зрителей. Произведения киноискусства создаются при помощи кинотехники. Изучением кинематографа занимается наука кинове́дение. Сами кинофильмы могут сниматься в различных жанрах игрового и документального кино.
Кинематограф занимает значительную часть современной культуры многих стран. Во многих странах киноиндустрия является значимой отраслью экономики. Производство кинофильмов сосредоточено на киностудиях. Фильмы демонстрируются в кинотеатрах, по телевидению, распространяются «на видео» в форме видеокассет и видеодисков, а с появлением скоростного интернета стало доступным скачивание кинофильмов в форме видеофайлов на специализированных сайтах или посредством пиринговых сетей, а также просмотр онлайн (что может нарушать права правообладателей кинофильма).
Содержание [убрать]
1 История
1.1 Эпоха немого кино
1.2 Появление звука
1.3 Появление цвета
1.3.1 Появление цветного кино в России
1.4 Дальнейший технический прогресс в кино
2 Виды кинематографа
2.1 Художественное и документальное кино
2.2 Короткометражное кино
2.3 Документальное кино
2.3.1 Образовательные фильмы
3 Технические особенности
3.1 Соотношение сторон экрана
3.2 Кинематографические системы
3.3 «Эффект 25-го кадра»
3.4 Цифровой кинематограф
4 Художественные особенности
5 Кинематографические школы
5.1 Независимое американское кино
5.2 Английское кино
5.3 Французское кино
5.4 Итальянское кино
5.5 Немецкое кино
5.6 Новые кинематографические школы
6 Профессии кинематографа
7 Кинофестивали и кинопремии
8 Кинематографические базы данных
8.1 IMDb
9 См. также
10 Литература
11 Ссылки
12 Примечания
История[править | править исходный текст]
Основная статья: Рождение кинематографа
Исторически кинематограф появился в результате решения задачи по закреплению на материальном носителе изображения непрерывного движения объектов и проекции этого движения на экран. Для решения этой задачи необходимо было создание сразу нескольких технических изобретений: гибкой светочувствительной плёнки, аппарата хронофотографической съёмки, проектора быстро сменяющихся изображений. Первая гибкая светочувствительная негорючая плёнка была изобретена русским фотографом И. В. Болдыревым в 1878—1881 гг., затем американскими изобретателями Г. Гудвином в 1887 году и Дж. Истменом в 1889 году была создана горючая, целлулоидная пленка. Первые же аппараты хронофотографической съемки были сконструированы в 80-х годах XIX века. К ним относятся: «фоторужьё» французского физиолога Э. Марея (1882), аппарат французского изобретателя О. ле Бернса (1888), аппарат английских изобретателей У. Фризе-Грина и М. Эванса (1889), аппарат русского фотографа В. А. Дюбюка (1891), «Фоноскоп» французского физиолога Ж. Демени (1892). Пионерами в создании аппаратов для проекции на экран быстро сменяющихся изображений были: немецкий и русский фотографы О. Анщюц и В. А. Дюбюк, создавшие соответственно в 1891 и 1892 годах проекционные аппараты различной конструкции, но с одинаковым названием — «Тахископ», французский изобретатель Э. Рейно, создавший в 1892 году проектор под названием «Оптический театр», и русские изобретатели И. А. Тимченко и М. Ф. Фрейденберг (1893).
Братья Люмьер (Огюст слева, Луи справа на фото)
Изобретениями наиболее приблизившиеся к кинематографу по своим техническим характеристикам являются: «кинетоскоп» Эдисона, аппарат И. А. Тимченко (1893), «хронофотограф» Ж. Демени (1893), проектор американского изобретателя Ж. А. Ле Роя (1894), проектор «паноптиком» американского изобретателя У. Латама (1895), «плеограф» польского изобретателя К. Прушинского (1894) и др. А уже в 1895—1896 годах были изобретены аппараты, сочетающие в себе все основные элементы кинематографа: во Франции — «синематограф» братьев Л.Люмьер и О. Люмьер (1895) и «хронофотограф» Ж. Демени (1895); в Германии — «биоскоп» М. Складановского (1895) и кинопроектор О. Местера (1896); в Англии — «аниматограф» Р. У. Пола (1896); в России — «хронофотограф» А. Самарского (1896) и «стробограф» И. Акимова (1896), в США — «витаскоп» Т. Армата (1896).
Начало распространения кинематографа было положено съёмкой и публичной демонстрацией первых короткометражных фильмов. 1 ноября 1895 года в Берлине М. Складановский продемонстрировал свой «биоскоп», а 28 декабря 1895 года в Париже братьями Люмьер был продемонстрирован их «синематограф». В течение 1896—1897 годов публичные демонстрации короткометражных фильмов были произведены во всех мировых столицах. В России первый показ был организован 4 мая 1896 года в Санкт-Петербурге (в саду «Аквариум»), затем в Москве и на Всероссийской ярмарке в Нижнем Новгороде. Тогда же были сняты первые русские любительские киносъемки (В. Сашин, А. Федецкий, С. Макаров и др.).
Первая киносъёмка в Российской империи была сделана фотохудожником А.Федецким в Харькове (1,5 минуты, «Перенесение иконы Озерянской Божьей матери»). Первым российским документальным фильмом стал «Вид харьковского вокзала в момент отхода поезда с находящимся на платформе начальством» (1896).
И вдруг что-то щёлкает, всё исчезает, и на экране является поезд железной дороги. Он мчится стрелой прямо на вас — берегитесь! Кажется, что вот-вот он ринется во тьму, в которой вы сидите, и превратит вас в рваный мешок кожи, полный измятого мяса и раздробленных костей, и разрушит, превратит в обломки и в пыль этот зал и это здание, где так много вина, женщин, музыки и порока.
— Максим Горький[1]
Эпоха немого кино[править | править исходный текст]
Основная статья: Немое кино
Чарли Чаплин
Первые короткометражные фильмы (15-20 метров, примерно 1,5 минуты демонстрации) были по большей части документальные, однако уже в комедийной инсценировке братьев Люмьер «Политый поливальщик» отражаются тенденции зарождения игрового кино.
Небольшая длина первых фильмов была обусловлена техническим несовершенством киноаппаратуры, тем не менее, уже к 1900-м годам длина кинокартин увеличилась до 200—300 метров (15-20 минут демонстрации). Совершенствование съёмочной и проекционной техники способствовало дальнейшему увеличению длины фильмов, качественному и количественному увеличению художественных приёмов съёмки, актёрской игры и режиссуры. А широкое распространение кинематографа и популярность кинематографа обеспечили его экономическую выгодность, что, однако, не могло не сказаться на художественной ценности снимаемых кинокартин. В этот период с усложнением и удлинением сюжета фильмов начинают формироваться жанры кинематографа, оформляется их художественное своеобразие, создается специфический для каждого жанра набор изобразительных приёмов.
Наивысшего своего расцвета «немое» кино достигает к 20-м годам XX века, когда оно уже вполне оформляется как самостоятельный род искусства, обладающий своими собственными художественными средствами.
Появление звука[править | править исходный текст]
Ещё до начала XX века Томас Эдисон пытался синхронизировать «кинетоскоп» c фонографом, но потерпел неудачу. Однако впоследствии Уильям Диксон, соавтор Эдисона, утверждал, что ему уже в 1889 году удалось создать кинетофонограф — прибор, воспроизводивший звук и изображение одновременно. Однако не существует никаких доказательств, подтверждающих его слова.
В ранний период кинематографа звуковое кино пытались создать во множестве стран, но столкнулись с двумя основными проблемами: трудность в синхронизации изображения и звука и недостаточная громкость последнего. Первая проблема была решена путём записи и звука, и изображения на одном и том же носителе, но для решения второй проблемы требовалось изобретение усилителя низкой частоты, что произошло лишь в 1912 году, когда киноязык развился настолько, что отсутствие звука уже не воспринималось как серьёзный недостаток.
В результате патент на ту систему звукового кинематографа, которая впоследствии совершила звуковую революцию, был получен в 1919 году, но кинокомпании не обратили никакого внимания на возможность кино заговорить, желая избежать удорожания стоимости производства и проката кинофильмов и потери иноязычных рынков. Тем не менее 17 сентября 1922 года в Берлине впервые в мире был показан звуковой фильм.[2]
В 1925 году компания Warner Brothers, находившаяся в тот момент на грани банкротства, вложилась в рискованный звуковой проект. Уже в 1926 году Warner Brothers выпустила несколько звуковых фильмов, состоящих в основном из музыкальных номеров, но особого успеха у зрителей они не имели. Успех пришёл только с фильмом «Певец джаза», в котором кроме музыкальных номеров Эла Джолсона присутствовали и его короткие реплики. 6 октября 1927 года — день премьеры «Певца Джаза» — принято считать днём рождения звукового кино.
Появление цвета[править | править исходный текст]
Файл:Annabelle Serpentine.ogg
Кадры из фильма Annabelle Serpentine Dance (1894—1896)
Основная статья: Цветной кинематограф
Первым сохранившимся цветным фильмом стал короткометражный фильм «Танец Лои Фуллер» (англ. Annabelle Serpentine Dance). Он был снят в чёрно-белом варианте в 1894 году, а в 1895 или в 1896 году был раскрашен вручную (кисточкой раскрашивался каждый кадрик). Первый коммерчески успешный цветной фильм «Путешествие на Луну», созданный Жоржем Мельесом в 1902 году, также был раскрашен вручную.
В 1899 году фотограф Эдвард Рэймонд Тернер запатентовал процесс съёмки цветного кино. По технологии Тернера каждый кадр снимался через один из трех специальных фильтров красного, зеленого и синего цветов. В 2012 году сотрудники Национального музея СМИ и технологий в Брадфорде отыскали цветную видеозапись Эдварда Тернера, датированную 1902 годом.[3][4][5] Ранее самой старой считалась цветная плёнка 1909 года, созданная по технологии Kinemacolor.
Британская технология «Кинемаколор» (англ. Kinemacolor), изобретённая в 1906 году, была первой в мире системой цветного кинематографа, имевшая коммерческий успех. Однако, по сравнению с фильмами, раскрашенными вручную, она имела недостаток: все цвета создавались путём смешиванния не трёх, а только двух основных цветов: красно-оранжевого и сине-зелёного[6]. В этой системе в 1908 году был снят «Визит к морю» (англ. A Visit to the Seaside) — первый цветной фильм, показанный в кинотеатрах, в 1910 году — первый цветной игровой фильм «Шахматист» (англ. Checkmated), в 1911 году — первый цветной полнометражный документальный фильм «Торжественный приём в Дели» (англ. With Our King and Queen Through India).
Первыми полнометражными игровыми цветными фильмами, показанными в кинотеатрах, были «The World, the Flesh and the Devil» (1914) и «Little Lord Fauntleroy» (1914), снятые по технологии «Кинемаколор», «The Gulf Between» (1917), изготовленный по технологии «Техниколор» (англ. Technicolor), и «Cupid Angling» (1918), созданный по технологии Douglass Natural Color process.
Кадр из первого голливудского цветного фильма «Жертвы моря» (1922)
Первый голливудский двухцветный фильм, снятый по технологии «бипак» вышел в 1922 году, он не впечатлил зрителей. Однако последовавшие за ним цветные голливудские фильмы, такие как «Странник пустоты» (1924), получили огромный кассовый успех.
Вслед за бешеной популярностью цветных фильмов в Европе, а затем и в США, наступил период охлаждения интереса к цветным фильмам. Цветные фильмы были более дорогими. Изображение на них было менее чётким. Сочетаниями двух цветов нельзя было изобразит
xaxaxa 16.11.2013 в 21:25
Написал(а): olga положительный
Менделеев, Дмитрий Иванович
[править | править исходный текст]Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Запрос «Менделеев» перенаправляется сюда; см. также другие значения.
Дмитрий Иванович Менделеев
DIMendeleevCab.jpg
Д. И. Менделеев в своём кабинете (Главная палата мер и весов, Санкт-Петербург).
Дата рождения:
27 января (8 февраля) 1834
Место рождения:
Тобольск,
Тобольская губерния,
Российская империя
Дата смерти:
20 января (2 февраля) 1907 (72 года)
Место смерти:
Санкт-Петербург,
Российская империя
Страна:
Россия
Научная сфера:
Химия, физика, экономика, геология, метрология
Научный руководитель:
А. А. Воскресенский
Известные ученики:
Д. П. Коновалов,
В. А. Гемилиан,
А. А. Байков,
А. Л. Потылицын,
С. М. Прокудин-Горский
Известен как:
Автор периодического закона
Награды и премии
Орден Святого Александра Невского
Орден Святого Владимира I степени
Орден Святого Владимира II степени
Орден Святой Анны I степени
Орден Святой Анны II степени
Орден Святого Станислава I степени
Орден Белого орла
Кавалер ордена Почётного легиона
Медаль Копли
Дмитрий Иванович Менделеев на Викискладе
Дми́трий Ива́нович Менделе́ев (27 января [8 февраля] 1834, Тобольск — 20 января [2 февраля] 1907, Санкт-Петербург) — русский учёный-энциклопедист: химик, физикохимик, физик, метролог, экономист, технолог, геолог, метеоролог, педагог, воздухоплаватель, приборостроитель. Профессор Санкт-Петербургского университета; член-корреспондент по разряду «физический» Императорской Санкт-Петербургской Академии наук. Среди наиболее известных открытий — периодический закон химических элементов, один из фундаментальных законов мироздания, неотъемлемый для всего естествознания.
Содержание [убрать]
1 Биография
1.1 Происхождение
1.2 Детство
1.3 Семья и дети
2 Хроника творческой жизни учёного
2.1 1841—1859
2.2 Гейдельбергский период (1859—1861)
2.3 1860—1907
3 Научная деятельность
3.1 Периодический закон
3.2 Удельные объёмы. Химия силикатов и стеклообразного состояния
3.3 Исследование газов
3.4 Учение о растворах
3.5 Комиссия для рассмотрения медиумических явлений
3.6 Воздухоплавание
3.7 Кораблестроение. Освоение Крайнего Севера
3.8 Метрология
3.9 Пороходелие
3.10 Об электролитической диссоциации
4 Менделеев — экономист и футуролог
4.1 Уральская экспедиция
4.2 К познанию России
4.3 Менделеев о демографическом росте
5 Педагогика и просвещение
5.1 Училище наставников
6 Три службы Родине
7 Логико-тематическая парадигма творчества учёного
8 Д. И. Менделеев и мир
8.1 По Европейской России, Кавказу, Уралу и Сибири
8.2 Зарубежные поездки и путешествия
9 Признание
9.1 Награды, академии и общества
9.2 Менделеевские съезды
9.3 Менделеевские чтения
9.4 Нобелевская эпопея
10 Д. И. Менделеев в маргинальной истории
10.1 О приснившейся периодической таблице элементов
10.2 «Химики»
10.3 Чемоданы Д. И. Менделеева
10.4 Легенда об изобретении водки
11 Адреса Д. И. Менделеева в Санкт-Петербурге[77][78]
11.1 Памятники Д. И. Менделееву
11.2 Памятники Федерального значения
12 Память о Д. И. Менделееве
12.1 Музеи
12.2 Населённые пункты и станции
12.3 География и астрономия
12.4 Учебные заведения
12.5 Общества, съезды, журналы
12.6 Промышленные предприятия
12.7 Литература
12.8 Бонистика, нумизматика, филателия, сигиллатия
13 Примечания
14 Литература
15 Ссылки
Биография[править | править исходный текст]
Происхождение[править | править исходный текст]
Дмитрий Иванович Менделеев родился 27 января (8 февраля) 1834 года в Тобольске в семье Ивана Павловича Менделеева (1783—1847), в то время занимавшего должность директора Тобольской гимназии и училищ Тобольского округа. Дмитрий был в семье последним, семнадцатым ребёнком. Из семнадцати детей восемь умерли ещё в младенчестве (троим из них родители даже не успели дать имён), а одна из дочерей, Маша, умерла в возрасте 14 лет в середине 1820-х годов в Саратове от чахотки. История сохранила документ о рождении Дмитрия Менделеева — метрическую книгу духовной консистории за 1834 год, где на пожелтевшей странице в графе о родившихся по тобольской Богоявленской церкви записано: «27 января Тобольской гимназии директора — надворного советника Ивана Павловича Менделеева от законной его жены Марии Дмитриевны родился сын Дмитрий».
В одном из вариантов посвящения матери первого своего крупного труда «Исследования водных растворов по удельному весу» Дмитрий Иванович скажет[1]:
« ...Вашего последыша семнадцатого из рождённых Вами Вы подняли на ноги, вскормили своим трудом после смерти батюшки, ведя заводское дело, Вы научили любить природу с её правдою, науку с её истиной..., родину со всеми её нераздельнейшими богатствами, дарами..., больше всего труд со всеми его горестями и радостями..., Вы заставили научиться труду и видеть в нём одном всему опору, Вы вывезли с этими внушениями и доверчиво отдали в науку, сознательно чувствуя, что это будет последнее Ваше дело. Вы, умирая, внушали любовь, труд и настойчивость. Приняв от Вас... так много, хоть малым, быть может последним, Вашу память почитаю. »
Дед его по отцовской линии, Павел Максимович Соколов (1751—-1808), был священником села Тихомандрицы Вышневолоцкого уезда Тверской губернии, находившегося в двух километрах от северной оконечности озера Удомля[2]. Только один из четырёх его сыновей, Тимофей, сохранил фамилию отца. Как было принято в то время в среде духовенства, по окончании семинарии трём сыновьям П. М. Соколова были даны разные фамилии: Александру — Тихомандрицкий (по названию села), Василию — Покровский (по приходу, в котором служил Павел Максимович), а Иван, отец Дмитрия Ивановича, в виде прозвания получил фамилию соседних помещиков Менделеевых (сам Дмитрий Иванович так толковал её происхождение: «…дана отцу, когда он что-то выменял, как соседний помещик Менделеев менял лошадей»).[1][3]
Иван Павлович Менделеев — отец Д. И. Менделеева. Неизвестный художник 1-й половины XIX века. Масло
Окончив в 1804 году духовное училище, отец Дмитрия Ивановича Иван Павлович Менделеев поступил на филологическое отделение Главного педагогического института. Окончив его в числе лучших студентов в 1807 году, Иван Павлович был определён «учителем философии, изящных искусств и политической экономии» в Тобольск, где в 1809 году женился на Марии Дмитриевне Корнильевой. В декабре 1818 года он был назначен директором училищ Тамбовской губернии. С лета 1823-го по ноябрь 1827-го года семья Менделеевых жила в Саратове, а в дальнейшем — возвратилась в Тобольск, где Иван Павлович получил место директора Тобольской классической гимназии. Его незаурядные свойства ума, высокая культура и творческое начало определяли педагогические принципы, которыми он руководствовался в преподавании своих предметов. В год рождения Дмитрия Иван Павлович ослеп, что вынудило его выйти на пенсию. Для удаления катаракты он в сопровождении дочери Екатерины отправился в Москву, где в результате удачной операции доктора Брассе ему было возвращено зрение. Но вернуться к прежней работе он уже не мог, и семья жила на его небольшую пенсию[1].
Мария Дмитриевна Менделеева (урождённая Корнильева), мать Д. И. Менделеева
Мать Д. И. Менделеева происходила из старинного рода сибирски
ПОЛУЧАЙТЕ 16.11.2013 в 21:38
Написал(а): Вий нейтральный
Семья и дети[править | править исходный текст]
Дмитрий Иванович был женат дважды. В 1862 году сочетался браком с Феозвой Никитичной Лещевой, уроженкой Тобольска (падчерицей знаменитого автора «Конька-Горбунка» Петра Павловича Ершова). Супруга (Физа, наречённое имя) была старше его на 6 лет. В этом браке родились три ребёнка: дочь Мария (1863) — она умерла в младенчестве, сын Володя (1865—1898) и дочь Ольга (1868—1950). В конце 1878 г. 43-летний Дмитрий Менделеев страстно влюбился в 23 летнюю Анну Ивановну Попову (1860—1942), дочь донского казака из Урюпинска. Во втором браке у Д. И. Менделеева родилось четверо детей: Любовь, Иван (1883—1936) и близнецы Мария и Василий[1][7][8][9].
Д. И. Менделеев был тестем русского поэта Александра Блока, женатого на его дочери Любови.
Д. И. Менделеев доводился дядей русским учёным Михаилу Яковлевичу (профессор-гигиенист) и Фёдору Яковлевичу (профессор-физик) Капустиным, которые были сыновьями его старшей сестры Екатерины Ивановны Менделеевой (Капустиной)[10].
О японской внучке Дмитрия Ивановича — в статье, посвящённой творчеству Б. Н. Ржонсницкого.
Хроника творческой жизни учёного[править | править исходный текст]
1841—1859[править | править исходный текст]
Фотопортрет Д. И. Менделеева
1841 — поступил в тобольскую гимназию.
1855 — окончил физико-математический факультет Главного педагогического института в Санкт-Петербурге.
1855 — старший учитель естественных наук Симферопольской мужской гимназии. По просьбе петербургского врача Н. Ф. Здекауэра в середине сентября Дмитрия Менделеева осмотрел Н. И. Пирогов, констатировавший удовлетворительное состояние пациента: «Вы нас обоих переживёте»[11].
1855—1856 — старший учитель гимназии при Ришельевском лицее в Одессе.
1856 — блестяще защитил диссертацию «на право чтения лекций» — «Строение кремнезёмных соединений» (оппоненты А. А. Воскресенский и М. В. Скобликов), с успехом прочёл вступительную лекцию «Строение силикатных соединений»; в конце января отдельным изданием в Петербурге вышла в свет кандидатская диссертация Д. И. Менделеева «Изоморфизм в связи с другими отношениями кристаллической формы к составу»[12]; 10 октября присвоена учёная степень магистра химии.
1857 — 9 января утверждён в звании приват-доцента Императорского Санкт-Петербургского университета по кафедре химии.
1857—1890 — преподавал в Императорском Санкт-Петербургском университете (с 1865 года — профессор химической технологии, с 1867 — профессор общей химии) — во 2-м кадетском корпусе читает лекции по химии; одновременно в 1863—1872 годах — профессор Санкт-Петербургского технологического института, в 1863—1872 годах руководил химической лабораторией института, также одновременно преподавал в Николаевских инженерных академии и училище; — в Институте Корпуса инженеров путей сообщения.
1859—1861 — находился в научной командировке в Гейдельберге.
Гейдельбергский период (1859—1861)[править | править исходный текст]
Получив в январе 1859 года разрешение на командировку в Европу «для усовершенствования в науках», Д. И. Менделеев только в апреле, по завершении курса лекций в университете и занятий во 2-м кадетском корпусе и Михайловской артиллерийской академии, смог выехать из Санкт-Петербурга[1].
Он имел ясный план исследований — теоретическое рассмотрение тесной взаимосвязи химических и физических свойств веществ на основе изучения сил сцепления частиц, чему должны были служить данные, полученные экспериментально в процессе измерений при различных температурах поверхностного натяжения жидкостей — капиллярности[1].
Катетометр и компаратор, сделанные известным французским механиком Саллероном для Д. Менделеева
Пикнометр Д. И. Менделеева
Через месяц, после ознакомления с возможностями нескольких научных центров — отдано предпочтение Гейдельбергскому университету, где работают незаурядные естествоиспытатели: Р. Бунзен, Г. Кирхгоф, Г. Гельмгольц, Э. Эрленмейер и др. Есть сведения, которые говорят о том, что впоследствии Д. И. Менделеев имел в Гейдельберге встречу с Дж. У. Гиббсом. Оборудование лаборатории Р. Бунзена не позволяло проводить такие «деликатные опыты, как капиллярные», и Д. И. Менделеев формирует самостоятельную исследовательскую базу: провёл в арендуемую квартиру газ, приспособил отдельное помещение для синтеза и очистки веществ, другое — для наблюдений. В Бонне «знаменитый стеклянных дел маэстро» Г. Гесслер даёт ему уроки, сделав около 20 термометров и «неподражаемо хорошие приборы для определения удельного веса». У известных парижских механиков Перро и Саллерона он заказывает специальные катетометры и микроскопы[1].
Большое значение работы этого периода имеют для понимания методики масштабного теоретического обобщения, чему подчинены хорошо подготовленные и построенные тончайшие частные исследования, и что явится характерной чертой его универсума. Это теоретический опыт «молекулярной механики», исходными величинами которой предполагались масса, объём и сила взаимодействия частиц (молекул). Рабочие тетради учёного показывают, что он последовательно искал аналитическое выражение, демонстрирующее связь состава вещества с тремя этими параметрами. Предположение Д. И. Менделеева о функции поверхностного натяжения, связанной со структурой и составом вещества позволяет говорить о предвидении им «парахора»[13], но данные середины XIX века не способны были стать основой для логического завершения этого исследования — Д. И. Менделееву пришлось отказаться от теоретического обобщения[1].
В настоящее время «молекулярная механика», основные положения которой пытался сформулировать Д. И. Менделеев, имеет лишь историческое значение, между тем, эти исследования учёного позволяют наблюдать актуальность его взглядов, соответствовавших передовым представлениям эпохи, и обретшим общее распространение только после Международного химического конгресса в Карлсруэ (1860)[1][7][8][9].
1860—1907[править | править исходный текст]
Основатели Русского химического общества (члены химической секции 1-го съезда русских естествоиспытателей и врачей, вынесшие постановление об учреждении — 4 января 1868 года). Стоят слева направо: Ф. Р. Вреден, П. А. Лачинов, Г. А. Шмидт, А. Р. Шуляченко, А. П. Бородин, Н. А. Меншуткин, Н. А. Соковнин, Ф. Ф. Бейльштейн, К. И. Лисенко, Д. И. Менделеев, Ф. Н. Савченков; сидят: В. Ю. Рихтер, С. И. Ковалевский, Н. П. Нечаев, В. В. Марковников, А. А. Воскресенский, П. А. Ильенков, П. П. Алексеев, А. Н. Энгельгардт (подписи сделаны рукой Д. И. Менделеева)
1860 — 3—5 сентября принимает участие в первом Международном химическом конгрессе в Карлсруэ.
1865 — 31 января (12 февраля) на заседании Совета физико-математического факультета Санкт-Петербургского университета защитил докторскую диссертацию «О соединении спирта с водой», в которой были заложены основы его учения о растворах.
1876 — 29 декабря (10 января) 1877 года избран членом-корреспондентом по разряду «физический» Императорской Академии наук, в 1880 году выдвигался в академики, но 11 (23) ноября был забаллотирован немецким большинством Академии, что вызвало резкий общественный протест.
Принимал участие в разработке технологий запущенного в 1879 году первого в России завода по производству машинных масел в посёлке Константиновский в Ярославской губернии, который ныне носит его имя.
1880-е годы — Дмитрий Иванович снова изучает растворы, публикует работу «Исследование водных растворов по удельному весу».
1880—1888 — принимал деятельное участие в разработке проекта создания и строительства первого в Русской Азии Сибирского университета в Томске, для чего неоднократно консультировал руководителя комитета по строительству ТГУ профессора В. М. Флоринского. Планировался как первый ректор этого университета, но в силу ряда семейных причин в 1888 году в Томск не поехал. Через несколько лет он активно помогал в создании Томского технологического института и становления в нём химической науки[14][15].
1890 — покинул Петербургский университет из-за конфликта с министром просвещения, который во время студенческих волнений отказался принять от Менделеева петицию студентов.
1892 — Дмитрий Иванович Менделеев — учёный-хранитель Депо образцовых гирь и весов, которое в 1893 году по его инициативе было преобразовано в Главную палату мер и весов (ныне ВНИИ метрологии им. Д. И. Менделеева).
1893 год — работал на химическом заводе П. К. Ушкова (впоследствии — имени Л. Я. Карпова; п. Бондюжский, ныне г. Менделеевск) использовав производственную базу завода для получения бездымного пороха (пироколлодия). Впоследствии он отмечал, что посетив «немало западноевропейских химических заводов, с гордостью увидел, что может созданное русским деятелем не только не уступать, но и во многом превосходить иноземное».
1899 — возглавляет Уральскую экспедицию, подразумевающую стимуляцию промышленно-экономического развития края.
1900 — участвует в работе Всемирной выставки в Париже; им написана первая на русском языке — большая статья о синтетических волокнах «Вискоза на Парижской выставке», где отмечена важность для России развития их промышленности.
1903 год — первый председатель Государственной экзаменационной комиссии Киевского политехнического института, в создании которого учёный принимал активное участие. О посещении Д. И. Менделеевым института в дни защиты первых дипломных работ, в числе других воспоминал через 60 лет Иван Фёдорович Пономарёв (1882—1982)[16].
Член многих академий наук и научных обществ. Один из основателей Русского физико-химического общества (1868 год — химического, и 1872 — физического) и третий его президент (с 1932 года преобразовано во Всесоюзное химическое общество, которое тогда же было названо его именем, ныне — Российское химическое общество имени Д. И. Менделеева).
Умер Д. И. Менделеев 20 января (2 февраля) 1907 года в Санкт-Петербурге. Похоронен на «Литераторских мостках» Волковского кладбища[17].
Оставил более 1500 трудов[18], среди которых классические «Основы химии» (ч. 1—2, 1869—1871, 13 изд., 1947) — первое стройное изложение неорганической химии.
Именем Менделеева назван 101-й химический элемент —wf 16.11.2013 в 21:36
Написал(а): wf нейтральный
↑ "Художественные приемы: ТРОПЫ "
↑ Концепции художественного творчества в современной эстетике кино disserCat
↑ Акционерное общество «Ханжонков и К°»
Категория: Теория кино
Навигация
Создать учётную записьПредставиться системеСтатьяОбсуждениеЧитатьПравитьТекущая версияПравить исходный текстИстория
Найти
Заглавная страница
Рубрикация
Указатель А — Я
Избранные статьи
Случайная статья
Текущие события
Участие
Сообщить об ошибке
Портал сообщества
Форум
Свежие правки
Новые страницы
Справка
Пожертвования
Печать/экспорт
Инструменты
На других языках
Беларуская
Беларуская (тарашкевіца)
Հայերեն
ქართული
Українська
მარგალური
Править ссылки
Последнее изменение этой страницы: 01:31, 22 октября 2013.
Текст доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия. Подробнее см. Условия использования.
Wikipedia® — зарегистрированный товарный знак некоммерческой организации Wikimedia Foundation, Inc.
Свяжитесь с нами
Политика конфиденциальностиОписание ВикипедииОтказ от ответственностиРазработчикиМобильная версияWikimedia Foundation Powered by MediaWiki
ПОЛУЧАЙТЕ 16.11.2013 в 20:58
Написал(а): АН-602 положительный
Кинематограф
[править | править исходный текст]Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Текущая версия страни
|
|
|
|
|
|
Ула
|
23.02.2014 в 17:25
|
|
Написал(а): Игорь
|
положительный
|
wf 16.11.2013 в 21:36
Написал(а): wf нейтральный
↑ "Художественные приемы: ТРОПЫ "
↑ Концепции художественного творчества в современной эстетике кино disserCat
↑ Акционерное общество «Ханжонков и К°»
Категория: Теория кино
Навигация
Создать учётную записьПредставиться системеСтатьяОбсуждениеЧитатьПравитьТекущая версияПравить исходный текстИстория
Найти
Заглавная страница
Рубрикация
Указатель А — Я
Избранные статьи
Случайная статья
Текущие события
Участие
Сообщить об ошибке
Портал сообщества
Форум
Свежие правки
Новые страницы
Справка
Пожертвования
Печать/экспорт
Инструменты
На других языках
Беларуская
Беларуская (тарашкевіца)
Հայերեն
ქართული
Українська
მარგალური
Править ссылки
Последнее изменение этой страницы: 01:31, 22 октября 2013.
Текст доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия. Подробнее см. Условия использования.
Wikipedia® — зарегистрированный товарный знак некоммерческой организации Wikimedia Foundation, Inc.
Свяжитесь с нами
Политика конфиденциальностиОписание ВикипедииОтказ от ответственностиРазработчикиМобильная версияWikimedia Foundation Powered by MediaWiki
ПОЛУЧАЙТЕ 16.11.2013 в 20:58
Написал(а): АН-602 положительный
Кинематограф
[править | править исходный текст]Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 6 сентября 2013; проверки требуют 8 правок.
У этого термина существуют и другие значения, см. Кинематограф (значения).
У этого термина существуют и другие значения, см. Кино (значения).
Кинемато́граф (от греч. κινημα, род. п. κινηματος — движение и греч. γραφω — писать, рисовать; то есть «записывающий движение») — отрасль человеческой деятельности, заключающаяся в создании движущихся изображений. Иногда также упоминается как синемато́граф (от фр. cinématographe, устар.) и кинематогра́фия. Кинематограф был изобретён в конце XIX века и стал крайне популярен в XX веке.
В понятие кинематографа входят киноиску́сство — вид современного изобразительного искусства, произведения которого создаются при помощи движущихся изображений, и киноиндустрия (кинопромышленность) — отрасль экономики, производящая кинофильмы, спецэффекты для кинофильмов, мультипликацию, и демонстрирующая эти произведения для зрителей. Произведения киноискусства создаются при помощи кинотехники. Изучением кинематографа занимается наука кинове́дение. Сами кинофильмы могут сниматься в различных жанрах игрового и документального кино.
Кинематограф занимает значительную часть современной культуры многих стран. Во многих странах киноиндустрия является значимой отраслью экономики. Производство кинофильмов сосредоточено на киностудиях. Фильмы демонстрируются в кинотеатрах, по телевидению, распространяются «на видео» в форме видеокассет и видеодисков, а с появлением скоростного интернета стало доступным скачивание кинофильмов в форме видеофайлов на специализированных сайтах или посредством пиринговых сетей, а также просмотр онлайн (что может нарушать права правообладателей кинофильма).
Содержание [убрать]
1 История
1.1 Эпоха немого кино
1.2 Появление звука
1.3 Появление цвета
1.3.1 Появление цветного кино в России
1.4 Дальнейший технический прогресс в кино
2 Виды кинематографа
2.1 Художественное и документальное кино
2.2 Короткометражное кино
2.3 Документальное кино
2.3.1 Образовательные фильмы
3 Технические особенности
3.1 Соотношение сторон экрана
3.2 Кинематографические системы
3.3 «Эффект 25-го кадра»
3.4 Цифровой кинематограф
4 Художественные особенности
5 Кинематографические школы
5.1 Независимое американское кино
5.2 Английское кино
5.3 Французское кино
5.4 Итальянское кино
5.5 Немецкое кино
5.6 Новые кинематографические школы
6 Профессии кинематографа
7 Кинофестивали и кинопремии
8 Кинематографические базы данных
8.1 IMDb
9 См. также
10 Литература
11 Ссылки
12 Примечания
История[править | править исходный текст]
Основная статья: Рождение кинематографа
Исторически кинематограф появился в результате решения задачи по закреплению на материальном носителе изображения непрерывного движения объектов и проекции этого движения на экран. Для решения этой задачи необходимо было создание сразу нескольких технических изобретений: гибкой светочувствительной плёнки, аппарата хронофотографической съёмки, проектора быстро сменяющихся изображений. Первая гибкая светочувствительная негорючая плёнка была изобретена русским фотографом И. В. Болдыревым в 1878—1881 гг., затем американскими изобретателями Г. Гудвином в 1887 году и Дж. Истменом в 1889 году была создана горючая, целлулоидная пленка. Первые же аппараты хронофотографической съемки были сконструированы в 80-х годах XIX века. К ним относятся: «фоторужьё» французского физиолога Э. Марея (1882), аппарат французского изобретателя О. ле Бернса (1888), аппарат английских изобретателей У. Фризе-Грина и М. Эванса (1889), аппарат русского фотографа В. А. Дюбюка (1891), «Фоноскоп» французского физиолога Ж. Демени (1892). Пионерами в создании аппаратов для проекции на экран быстро сменяющихся изображений были: немецкий и русский фотографы О. Анщюц и В. А. Дюбюк, создавшие соответственно в 1891 и 1892 годах проекционные аппараты различной конструкции, но с одинаковым названием — «Тахископ», французский изобретатель Э. Рейно, создавший в 1892 году проектор под названием «Оптический театр», и русские изобретатели И. А. Тимченко и М. Ф. Фрейденберг (1893).
Братья Люмьер (Огюст слева, Луи справа на фото)
Изобретениями наиболее приблизившиеся к кинематографу по своим техническим характеристикам являются: «кинетоскоп» Эдисона, аппарат И. А. Тимченко (1893), «хронофотограф» Ж. Демени (1893), проектор американского изобретателя Ж. А. Ле Роя (1894), проектор «паноптиком» американского изобретателя У. Латама (1895), «плеограф» польского изобретателя К. Прушинского (1894) и др. А уже в 1895—1896 годах были изобретены аппараты, сочетающие в себе все основные элементы кинематографа: во Франции — «синематограф» братьев Л.Люмьер и О. Люмьер (1895) и «хронофотограф» Ж. Демени (1895); в Германии — «биоскоп» М. Складановского (1895) и кинопроектор О. Местера (1896); в Англии — «аниматограф» Р. У. Пола (1896); в России — «хронофотограф» А. Самарского (1896) и «стробограф» И. Акимова (1896), в США — «витаскоп» Т. Армата (1896).
Начало распространения кинематографа было положено съёмкой и публичной демонстрацией первых короткометражных фильмов. 1 ноября 1895 года в Берлине М. Складановский продемонстрировал свой «биоскоп», а 28 декабря 1895 года в Париже братьями Люмьер был продемонстрирован их «синематограф». В течение 1896—1897 годов публичные демонстрации короткометражных фильмов были произведены во всех мировых столицах. В России первый показ был организован 4 мая 1896 года в Санкт-Петербурге (в саду «Аквариум»), затем в Москве и на Всероссийской ярмарке в Нижнем Новгороде. Тогда же были сняты первые русские любительские киносъемки (В. Сашин, А. Федецкий, С. Макаров и др.).
Первая киносъёмка в Российской империи была сделана фотохудожником А.Федецким в Харькове (1,5 минуты, «Перенесение иконы Озерянской Божьей матери»). Первым российским документальным фильмом стал «Вид харьковского вокзала в момент отхода поезда с находящимся на платформе начальством» (1896).
И вдруг что-то щёлкает, всё исчезает, и на экране является поезд железной дороги. Он мчится стрелой прямо на вас — берегитесь! Кажется, что вот-вот он ринется во тьму, в которой вы сидите, и превратит вас в рваный мешок кожи, полный измятого мяса и раздробленных костей, и разрушит, превратит в обломки и в пыль этот зал и это здание, где так много вина, женщин, музыки и порока.
— Максим Горький[1]
Эпоха немого кино[править | править исходный текст]
Основная статья: Немое кино
Чарли Чаплин
Первые короткометражные фильмы (15-20 метров, примерно 1,5 минуты демонстрации) были по большей части документальные, однако уже в комедийной инсценировке братьев Люмьер «Политый поливальщик» отражаются тенденции зарождения игрового кино.
Небольшая длина первых фильмов была обусловлена техническим несовершенством киноаппаратуры, тем не менее, уже к 1900-м годам длина кинокартин увеличилась до 200—300 метров (15-20 минут демонстрации). Совершенствование съёмочной и проекционной техники способствовало дальнейшему увеличению длины фильмов, качественному и количественному увеличению художественных приёмов съёмки, актёрской игры и режиссуры. А широкое распространение кинематографа и популярность кинематографа обеспечили его экономическую выгодность, что, однако, не могло не сказаться на художественной ценности снимаемых кинокартин. В этот период с усложнением и удлинением сюжета фильмов начинают формироваться жанры кинематографа, оформляется их художественное своеобразие, создается специфический для каждого жанра набор изобразительных приёмов.
Наивысшего своего расцвета «немое» кино достигает к 20-м годам XX века, когда оно уже вполне оформляется как самостоятельный род искусства, обладающий своими собственными художественными средствами.
Появление звука[править | править исходный текст]
Ещё до начала XX века Томас Эдисон пытался синхронизировать «кинетоскоп» c фонографом, но потерпел неудачу. Однако впоследствии Уильям Диксон, соавтор Эдисона, утверждал, что ему уже в 1889 году удалось создать кинетофонограф — прибор, воспроизводивший звук и изображение одновременно. Однако не существует никаких доказательств, подтверждающих его слова.
В ранний период кинематографа звуковое кино пытались создать во множестве стран, но столкнулись с двумя основными проблемами: трудность в синхронизации изображения и звука и недостаточная громкость последнего. Первая проблема была решена путём записи и звука, и изображения на одном и том же носителе, но для решения второй проблемы требовалось изобретение усилителя низкой частоты, что произошло лишь в 1912 году, когда киноязык развился настолько, что отсутствие звука уже не воспринималось как серьёзный недостаток.
В результате патент на ту систему звукового кинематографа, которая впоследствии совершила звуковую революцию, был получен в 1919 году, но кинокомпании не обратили никакого внимания на возможность кино заговорить, желая избежать удорожания стоимости производства и проката кинофильмов и потери иноязычных рынков. Тем не менее 17 сентября 1922 года в Берлине впервые в мире был показан звуковой фильм.[2]
В 1925 году компания Warner Brothers, находившаяся в тот момент на грани банкротства, вложилась в рискованный звуковой проект. Уже в 1926 году Warner Brothers выпустила несколько звуковых фильмов, состоящих в основном из музыкальных номеров, но особого успеха у зрителей они не имели. Успех пришёл только с фильмом «Певец джаза», в котором кроме музыкальных номеров Эла Джолсона присутствовали и его короткие реплики. 6 октября 1927 года — день премьеры «Певца Джаза» — принято считать днём рождения звукового кино.
Появление цвета[править | править исходный текст]
Файл:Annabelle Serpentine.ogg
Кадры из фильма Annabelle Serpentine Dance (1894—1896)
Основная статья: Цветной кинематограф
Первым сохранившимся цветным фильмом стал короткометражный фильм «Танец Лои Фуллер» (англ. Annabelle Serpentine Dance). Он был снят в чёрно-белом варианте в 1894 году, а в 1895 или в 1896 году был раскрашен вручную (кисточкой раскрашивался каждый кадрик). Первый коммерчески успешный цветной фильм «Путешествие на Луну», созданный Жоржем Мельесом в 1902 году, также был раскрашен вручную.
В 1899 году фотограф Эдвард Рэймонд Тернер запатентовал процесс съёмки цветного кино. По технологии Тернера каждый кадр снимался через один из трех специальных фильтров красного, зеленого и синего цветов. В 2012 году сотрудники Национального музея СМИ и технологий в Брадфорде отыскали цветную видеозапись Эдварда Тернера, датированную 1902 годом.[3][4][5] Ранее самой старой считалась цветная плёнка 1909 года, созданная по технологии Kinemacolor.
Британская технология «Кинемаколор» (англ. Kinemacolor), изобретённая в 1906 году, была первой в мире системой цветного кинематографа, имевшая коммерческий успех. Однако, по сравнению с фильмами, раскрашенными вручную, она имела недостаток: все цвета создавались путём смешиванния не трёх, а только двух основных цветов: красно-оранжевого и сине-зелёного[6]. В этой системе в 1908 году был снят «Визит к морю» (англ. A Visit to the Seaside) — первый цветной фильм, показанный в кинотеатрах, в 1910 году — первый цветной игровой фильм «Шахматист» (англ. Checkmated), в 1911 году — первый цветной полнометражный документальный фильм «Торжественный приём в Дели» (англ. With Our King and Queen Through India).
Первыми полнометражными игровыми цветными фильмами, показанными в кинотеатрах, были «The World, the Flesh and the Devil» (1914) и «Little Lord Fauntleroy» (1914), снятые по технологии «Кинемаколор», «The Gulf Between» (1917), изготовленный по технологии «Техниколор» (англ. Technicolor), и «Cupid Angling» (1918), созданный по технологии Douglass Natural Color process.
Кадр из первого голливудского цветного фильма «Жертвы моря» (1922)
Первый голливудский двухцветный фильм, снятый по технологии «бипак» вышел в 1922 году, он не впечатлил зрителей. Однако последовавшие за ним цветные голливудские фильмы, такие как «Странник пустоты» (1924), получили огромный кассовый успех.
Вслед за бешеной популярностью цветных фильмов в Европе, а затем и в США, наступил период охлаждения интереса к цветным фильмам. Цветные фильмы были более дорогими. Изображение на них было менее чётким. Сочетаниями двух цветов нельзя было изобразит
xaxaxa 16.11.2013 в 21:25
Написал(а): olga положительный
Менделеев, Дмитрий Иванович
[править | править исходный текст]Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Запрос «Менделеев» перенаправляется сюда; см. также другие значения.
Дмитрий Иванович Менделеев
DIMendeleevCab.jpg
Д. И. Менделеев в своём кабинете (Главная палата мер и весов, Санкт-Петербург).
Дата рождения:
27 января (8 февраля) 1834
Место рождения:
Тобольск,
Тобольская губерния,
Российская империя
Дата смерти:
20 января (2 февраля) 1907 (72 года)
Место смерти:
Санкт-Петербург,
Российская империя
Страна:
Россия
Научная сфера:
Химия, физика, экономика, геология, метрология
Научный руководитель:
А. А. Воскресенский
Известные ученики:
Д. П. Коновалов,
В. А. Гемилиан,
А. А. Байков,
А. Л. Потылицын,
С. М. Прокудин-Горский
Известен как:
Автор периодического закона
Награды и премии
Орден Святого Александра Невского
Орден Святого Владимира I степени
Орден Святого Владимира II степени
Орден Святой Анны I степени
Орден Святой Анны II степени
Орден Святого Станислава I степени
Орден Белого орла
Кавалер ордена Почётного легиона
Медаль Копли
Дмитрий Иванович Менделеев на Викискладе
Дми́трий Ива́нович Менделе́ев (27 января [8 февраля] 1834, Тобольск — 20 января [2 февраля] 1907, Санкт-Петербург) — русский учёный-энциклопедист: химик, физикохимик, физик, метролог, экономист, технолог, геолог, метеоролог, педагог, воздухоплаватель, приборостроитель. Профессор Санкт-Петербургского университета; член-корреспондент по разряду «физический» Императорской Санкт-Петербургской Академии наук. Среди наиболее известных открытий — периодический закон химических элементов, один из фундаментальных законов мироздания, неотъемлемый для всего естествознания.
Содержание [убрать]
1 Биография
1.1 Происхождение
1.2 Детство
1.3 Семья и дети
2 Хроника творческой жизни учёного
2.1 1841—1859
2.2 Гейдельбергский период (1859—1861)
2.3 1860—1907
3 Научная деятельность
3.1 Периодический закон
3.2 Удельные объёмы. Химия силикатов и стеклообразного состояния
3.3 Исследование газов
3.4 Учение о растворах
3.5 Комиссия для рассмотрения медиумических явлений
3.6 Воздухоплавание
3.7 Кораблестроение. Освоение Крайнего Севера
3.8 Метрология
3.9 Пороходелие
3.10 Об электролитической диссоциации
4 Менделеев — экономист и футуролог
4.1 Уральская экспедиция
4.2 К познанию России
4.3 Менделеев о демографическом росте
5 Педагогика и просвещение
5.1 Училище наставников
6 Три службы Родине
7 Логико-тематическая парадигма творчества учёного
8 Д. И. Менделеев и мир
8.1 По Европейской России, Кавказу, Уралу и Сибири
8.2 Зарубежные поездки и путешествия
9 Признание
9.1 Награды, академии и общества
9.2 Менделеевские съезды
9.3 Менделеевские чтения
9.4 Нобелевская эпопея
10 Д. И. Менделеев в маргинальной истории
10.1 О приснившейся периодической таблице элементов
10.2 «Химики»
10.3 Чемоданы Д. И. Менделеева
10.4 Легенда об изобретении водки
11 Адреса Д. И. Менделеева в Санкт-Петербурге[77][78]
11.1 Памятники Д. И. Менделееву
11.2 Памятники Федерального значения
12 Память о Д. И. Менделееве
12.1 Музеи
12.2 Населённые пункты и станции
12.3 География и астрономия
12.4 Учебные заведения
12.5 Общества, съезды, журналы
12.6 Промышленные предприятия
12.7 Литература
12.8 Бонистика, нумизматика, филателия, сигиллатия
13 Примечания
14 Литература
15 Ссылки
Биография[править | править исходный текст]
Происхождение[править | править исходный текст]
Дмитрий Иванович Менделеев родился 27 января (8 февраля) 1834 года в Тобольске в семье Ивана Павловича Менделеева (1783—1847), в то время занимавшего должность директора Тобольской гимназии и училищ Тобольского округа. Дмитрий был в семье последним, семнадцатым ребёнком. Из семнадцати детей восемь умерли ещё в младенчестве (троим из них родители даже не успели дать имён), а одна из дочерей, Маша, умерла в возрасте 14 лет в середине 1820-х годов в Саратове от чахотки. История сохранила документ о рождении Дмитрия Менделеева — метрическую книгу духовной консистории за 1834 год, где на пожелтевшей странице в графе о родившихся по тобольской Богоявленской церкви записано: «27 января Тобольской гимназии директора — надворного советника Ивана Павловича Менделеева от законной его жены Марии Дмитриевны родился сын Дмитрий».
В одном из вариантов посвящения матери первого своего крупного труда «Исследования водных растворов по удельному весу» Дмитрий Иванович скажет[1]:
« ...Вашего последыша семнадцатого из рождённых Вами Вы подняли на ноги, вскормили своим трудом после смерти батюшки, ведя заводское дело, Вы научили любить природу с её правдою, науку с её истиной..., родину со всеми её нераздельнейшими богатствами, дарами..., больше всего труд со всеми его горестями и радостями..., Вы заставили научиться труду и видеть в нём одном всему опору, Вы вывезли с этими внушениями и доверчиво отдали в науку, сознательно чувствуя, что это будет последнее Ваше дело. Вы, умирая, внушали любовь, труд и настойчивость. Приняв от Вас... так много, хоть малым, быть может последним, Вашу память почитаю. »
Дед его по отцовской линии, Павел Максимович Соколов (1751—-1808), был священником села Тихомандрицы Вышневолоцкого уезда Тверской губернии, находившегося в двух километрах от северной оконечности озера Удомля[2]. Только один из четырёх его сыновей, Тимофей, сохранил фамилию отца. Как было принято в то время в среде духовенства, по окончании семинарии трём сыновьям П. М. Соколова были даны разные фамилии: Александру — Тихомандрицкий (по названию села), Василию — Покровский (по приходу, в котором служил Павел Максимович), а Иван, отец Дмитрия Ивановича, в виде прозвания получил фамилию соседних помещиков Менделеевых (сам Дмитрий Иванович так толковал её происхождение: «…дана отцу, когда он что-то выменял, как соседний помещик Менделеев менял лошадей»).[1][3]
Иван Павлович Менделеев — отец Д. И. Менделеева. Неизвестный художник 1-й половины XIX века. Масло
Окончив в 1804 году духовное училище, отец Дмитрия Ивановича Иван Павлович Менделеев поступил на филологическое отделение Главного педагогического института. Окончив его в числе лучших студентов в 1807 году, Иван Павлович был определён «учителем философии, изящных искусств и политической экономии» в Тобольск, где в 1809 году женился на Марии Дмитриевне Корнильевой. В декабре 1818 года он был назначен директором училищ Тамбовской губернии. С лета 1823-го по ноябрь 1827-го года семья Менделеевых жила в Саратове, а в дальнейшем — возвратилась в Тобольск, где Иван Павлович получил место директора Тобольской классической гимназии. Его незаурядные свойства ума, высокая культура и творческое начало определяли педагогические принципы, которыми он руководствовался в преподавании своих предметов. В год рождения Дмитрия Иван Павлович ослеп, что вынудило его выйти на пенсию. Для удаления катаракты он в сопровождении дочери Екатерины отправился в Москву, где в результате удачной операции доктора Брассе ему было возвращено зрение. Но вернуться к прежней работе он уже не мог, и семья жила на его небольшую пенсию[1].
Мария Дмитриевна Менделеева (урождённая Корнильева), мать Д. И. Менделеева
Мать Д. И. Менделеева происходила из старинного рода сибирски
ПОЛУЧАЙТЕ 16.11.2013 в 21:38
Написал(а): Вий нейтральный
Семья и дети[править | править исходный текст]
Дмитрий Иванович был женат дважды. В 1862 году сочетался браком с Феозвой Никитичной Лещевой, уроженкой Тобольска (падчерицей знаменитого автора «Конька-Горбунка» Петра Павловича Ершова). Супруга (Физа, наречённое имя) была старше его на 6 лет. В этом браке родились три ребёнка: дочь Мария (1863) — она умерла в младенчестве, сын Володя (1865—1898) и дочь Ольга (1868—1950). В конце 1878 г. 43-летний Дмитрий Менделеев страстно влюбился в 23 летнюю Анну Ивановну Попову (1860—1942), дочь донского казака из Урюпинска. Во втором браке у Д. И. Менделеева родилось четверо детей: Любовь, Иван (1883—1936) и близнецы Мария и Василий[1][7][8][9].
Д. И. Менделеев был тестем русского поэта Александра Блока, женатого на его дочери Любови.
Д. И. Менделеев доводился дядей русским учёным Михаилу Яковлевичу (профессор-гигиенист) и Фёдору Яковлевичу (профессор-физик) Капустиным, которые были сыновьями его старшей сестры Екатерины Ивановны Менделеевой (Капустиной)[10].
О японской внучке Дмитрия Ивановича — в статье, посвящённой творчеству Б. Н. Ржонсницкого.
Хроника творческой жизни учёного[править | править исходный текст]
1841—1859[править | править исходный текст]
Фотопортрет Д. И. Менделеева
1841 — поступил в тобольскую гимназию.
1855 — окончил физико-математический факультет Главного педагогического института в Санкт-Петербурге.
1855 — старший учитель естественных наук Симферопольской мужской гимназии. По просьбе петербургского врача Н. Ф. Здекауэра в середине сентября Дмитрия Менделеева осмотрел Н. И. Пирогов, констатировавший удовлетворительное состояние пациента: «Вы нас обоих переживёте»[11].
1855—1856 — старший учитель гимназии при Ришельевском лицее в Одессе.
1856 — блестяще защитил диссертацию «на право чтения лекций» — «Строение кремнезёмных соединений» (оппоненты А. А. Воскресенский и М. В. Скобликов), с успехом прочёл вступительную лекцию «Строение силикатных соединений»; в конце января отдельным изданием в Петербурге вышла в свет кандидатская диссертация Д. И. Менделеева «Изоморфизм в связи с другими отношениями кристаллической формы к составу»[12]; 10 октября присвоена учёная степень магистра химии.
1857 — 9 января утверждён в звании приват-доцента Императорского Санкт-Петербургского университета по кафедре химии.
1857—1890 — преподавал в Императорском Санкт-Петербургском университете (с 1865 года — профессор химической технологии, с 1867 — профессор общей химии) — во 2-м кадетском корпусе читает лекции по химии; одновременно в 1863—1872 годах — профессор Санкт-Петербургского технологического института, в 1863—1872 годах руководил химической лабораторией института, также одновременно преподавал в Николаевских инженерных академии и училище; — в Институте Корпуса инженеров путей сообщения.
1859—1861 — находился в научной командировке в Гейдельберге.
Гейдельбергский период (1859—1861)[править | править исходный текст]
Получив в январе 1859 года разрешение на командировку в Европу «для усовершенствования в науках», Д. И. Менделеев только в апреле, по завершении курса лекций в университете и занятий во 2-м кадетском корпусе и Михайловской артиллерийской академии, смог выехать из Санкт-Петербурга[1].
Он имел ясный план исследований — теоретическое рассмотрение тесной взаимосвязи химических и физических свойств веществ на основе изучения сил сцепления частиц, чему должны были служить данные, полученные экспериментально в процессе измерений при различных температурах поверхностного натяжения жидкостей — капиллярности[1].
Катетометр и компаратор, сделанные известным французским механиком Саллероном для Д. Менделеева
Пикнометр Д. И. Менделеева
Через месяц, после ознакомления с возможностями нескольких научных центров — отдано предпочтение Гейдельбергскому университету, где работают незаурядные естествоиспытатели: Р. Бунзен, Г. Кирхгоф, Г. Гельмгольц, Э. Эрленмейер и др. Есть сведения, которые говорят о том, что впоследствии Д. И. Менделеев имел в Гейдельберге встречу с Дж. У. Гиббсом. Оборудование лаборатории Р. Бунзена не позволяло проводить такие «деликатные опыты, как капиллярные», и Д. И. Менделеев формирует самостоятельную исследовательскую базу: провёл в арендуемую квартиру газ, приспособил отдельное помещение для синтеза и очистки веществ, другое — для наблюдений. В Бонне «знаменитый стеклянных дел маэстро» Г. Гесслер даёт ему уроки, сделав около 20 термометров и «неподражаемо хорошие приборы для определения удельного веса». У известных парижских механиков Перро и Саллерона он заказывает специальные катетометры и микроскопы[1].
Большое значение работы этого периода имеют для понимания методики масштабного теоретического обобщения, чему подчинены хорошо подготовленные и построенные тончайшие частные исследования, и что явится характерной чертой его универсума. Это теоретический опыт «молекулярной механики», исходными величинами которой предполагались масса, объём и сила взаимодействия частиц (молекул). Рабочие тетради учёного показывают, что он последовательно искал аналитическое выражение, демонстрирующее связь состава вещества с тремя этими параметрами. Предположение Д. И. Менделеева о функции поверхностного натяжения, связанной со структурой и составом вещества позволяет говорить о предвидении им «парахора»[13], но данные середины XIX века не способны были стать основой для логического завершения этого исследования — Д. И. Менделееву пришлось отказаться от теоретического обобщения[1].
В настоящее время «молекулярная механика», основные положения которой пытался сформулировать Д. И. Менделеев, имеет лишь историческое значение, между тем, эти исследования учёного позволяют наблюдать актуальность его взглядов, соответствовавших передовым представлениям эпохи, и обретшим общее распространение только после Международного химического конгресса в Карлсруэ (1860)[1][7][8][9].
1860—1907[править | править исходный текст]
Основатели Русского химического общества (члены химической секции 1-го съезда русских естествоиспытателей и врачей, вынесшие постановление об учреждении — 4 января 1868 года). Стоят слева направо: Ф. Р. Вреден, П. А. Лачинов, Г. А. Шмидт, А. Р. Шуляченко, А. П. Бородин, Н. А. Меншуткин, Н. А. Соковнин, Ф. Ф. Бейльштейн, К. И. Лисенко, Д. И. Менделеев, Ф. Н. Савченков; сидят: В. Ю. Рихтер, С. И. Ковалевский, Н. П. Нечаев, В. В. Марковников, А. А. Воскресенский, П. А. Ильенков, П. П. Алексеев, А. Н. Энгельгардт (подписи сделаны рукой Д. И. Менделеева)
1860 — 3—5 сентября принимает участие в первом Международном химическом конгрессе в Карлсруэ.
1865 — 31 января (12 февраля) на заседании Совета физико-математического факультета Санкт-Петербургского университета защитил докторскую диссертацию «О соединении спирта с водой», в которой были заложены основы его учения о растворах.
1876 — 29 декабря (10 января) 1877 года избран членом-корреспондентом по разряду «физический» Императорской Академии наук, в 1880 году выдвигался в академики, но 11 (23) ноября был забаллотирован немецким большинством Академии, что вызвало резкий общественный протест.
Принимал участие в разработке технологий запущенного в 1879 году первого в России завода по производству машинных масел в посёлке Константиновский в Ярославской губернии, который ныне носит его имя.
1880-е годы — Дмитрий Иванович снова изучает растворы, публикует работу «Исследование водных растворов по удельному весу».
1880—1888 — принимал деятельное участие в разработке проекта создания и строительства первого в Русской Азии Сибирского университета в Томске, для чего неоднократно консультировал руководителя комитета по строительству ТГУ профессора В. М. Флоринского. Планировался как первый ректор этого университета, но в силу ряда семейных причин в 1888 году в Томск не поехал. Через несколько лет он активно помогал в создании Томского технологического института и становления в нём химической науки[14][15].
1890 — покинул Петербургский университет из-за конфликта с министром просвещения, который во время студенческих волнений отказался принять от Менделеева петицию студентов.
1892 — Дмитрий Иванович Менделеев — учёный-хранитель Депо образцовых гирь и весов, которое в 1893 году по его инициативе было преобразовано в Главную палату мер и весов (ныне ВНИИ метрологии им. Д. И. Менделеева).
1893 год — работал на химическом заводе П. К. Ушкова (впоследствии — имени Л. Я. Карпова; п. Бондюжский, ныне г. Менделеевск) использовав производственную базу завода для получения бездымного пороха (пироколлодия). Впоследствии он отмечал, что посетив «немало западноевропейских химических заводов, с гордостью увидел, что может созданное русским деятелем не только не уступать, но и во многом превосходить иноземное».
1899 — возглавляет Уральскую экспедицию, подразумевающую стимуляцию промышленно-экономического развития края.
1900 — участвует в работе Всемирной выставки в Париже; им написана первая на русском языке — большая статья о синтетических волокнах «Вискоза на Парижской выставке», где отмечена важность для России развития их промышленности.
1903 год — первый председатель Государственной экзаменационной комиссии Киевского политехнического института, в создании которого учёный принимал активное участие. О посещении Д. И. Менделеевым института в дни защиты первых дипломных работ, в числе других воспоминал через 60 лет Иван Фёдорович Пономарёв (1882—1982)[16].
Член многих академий наук и научных обществ. Один из основателей Русского физико-химического общества (1868 год — химического, и 1872 — физического) и третий его президент (с 1932 года преобразовано во Всесоюзное химическое общество, которое тогда же было названо его именем, ныне — Российское химическое общество имени Д. И. Менделеева).
Умер Д. И. Менделеев 20 января (2 февраля) 1907 года в Санкт-Петербурге. Похоронен на «Литераторских мостках» Волковского кладбища[17].
Оставил более 1500 трудов[18], среди которых классические «Основы химии» (ч. 1—2, 1869—1871, 13 изд., 1947) — первое стройное изложение неорганической химии.
Именем Менделеева назван 101-й химический элемент —
wf 16.11.2013 в 21:36
Написал(а): wf нейтральный
↑ "Художественные приемы: ТРОПЫ "
↑ Концепции художественного творчества в современной эстетике кино disserCat
↑ Акционерное общество «Ханжонков и К°»
Категория: Теория кино
Навигация
Создать учётную записьПредставиться системеСтатьяОбсуждениеЧитатьПравитьТекущая версияПравить исходный текстИстория
Найти
Заглавная страница
Рубрикация
Указатель А — Я
Избранные статьи
Случайная статья
Текущие события
Участие
Сообщить об ошибке
Портал сообщества
Форум
Свежие правки
Новые страницы
Справка
Пожертвования
Печать/экспорт
Инструменты
На других языках
Беларуская
Беларуская (тарашкевіца)
Հայերեն
ქართული
Українська
მარგალური
Править ссылки
Последнее изменение этой страницы: 01:31, 22 октября 2013.
Текст доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия. Подробнее см. Условия использования.
Wikipedia® — зарегистрированный товарный знак некоммерческой организации Wikimedia Foundation, Inc.
Свяжитесь с нами
Политика конфиденциальностиОписание ВикипедииОтказ от ответственностиРазработчикиМобильная версияWikimedia Foundation Powered by MediaWiki
ПОЛУЧАЙТЕ 16.11.2013 в 20:58
Написал(а): АН-602 положительный
Кинематограф
[править | править исходный текст]Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 6 сентября 2013; проверки требуют 8 правок.
У этого термина существуют и другие значения, см. Кинематограф (значения).
У этого термина существуют и другие значения, см. Кино (значения).
Кинемато́граф (от греч. κινημα, род. п. κινηματος — движение и греч. γραφω — писать, рисовать; то есть «записывающий движение») — отрасль человеческой деятельности, заключающаяся в создании движущихся изображений. Иногда также упоминается как синемато́граф (от фр. cinématographe, устар.) и кинематогра́фия. Кинематограф был изобретён в конце XIX века и стал крайне популярен в XX веке.
В понятие кинематографа входят киноиску́сство — вид современного изобразительного искусства, произведения которого создаются при помощи движущихся изображений, и киноиндустрия (кинопромышленность) — отрасль экономики, производящая кинофильмы, спецэффекты для кинофильмов, мультипликацию, и демонстрирующая эти произведения для зрителей. Произведения киноискусства создаются при помощи кинотехники. Изучением кинематографа занимается наука кинове́дение. Сами кинофильмы могут сниматься в различных жанрах игрового и документального кино.
Кинематограф занимает значительную часть современной культуры многих стран. Во многих странах киноиндустрия является значимой отраслью экономики. Производство кинофильмов сосредоточено на киностудиях. Фильмы демонстрируются в кинотеатрах, по телевидению, распространяются «на видео» в форме видеокассет и видеодисков, а с появлением скоростного интернета стало доступным скачивание кинофильмов в форме видеофайлов на специализированных сайтах или посредством пиринговых сетей, а также просмотр онлайн (что может нарушать права правообладателей кинофильма).
Содержание [убрать]
1 История
1.1 Эпоха немого кино
1.2 Появление звука
1.3 Появление цвета
1.3.1 Появление цветного кино в России
1.4 Дальнейший технический прогресс в кино
2 Виды кинематографа
2.1 Художественное и документальное кино
2.2 Короткометражное кино
2.3 Документальное кино
2.3.1 Образовательные фильмы
3 Технические особенности
3.1 Соотношение сторон экрана
3.2 Кинематографические системы
3.3 «Эффект 25-го кадра»
3.4 Цифровой кинематограф
4 Художественные особенности
5 Кинематографические школы
5.1 Независимое американское кино
5.2 Английское кино
5.3 Французское кино
5.4 Итальянское кино
5.5 Немецкое кино
5.6 Новые кинематографические школы
6 Профессии кинематографа
7 Кинофестивали и кинопремии
8 Кинематографические базы данных
8.1 IMDb
9 См. также
10 Литература
11 Ссылки
12 Примечания
История[править | править исходный текст]
Основная статья: Рождение кинематографа
Исторически кинематограф появился в результате решения задачи по закреплению на материальном носителе изображения непрерывного движения объектов и проекции этого движения на экран. Для решения этой задачи необходимо было создание сразу нескольких технических изобретений: гибкой светочувствительной плёнки, аппарата хронофотографической съёмки, проектора быстро сменяющихся изображений. Первая гибкая светочувствительная негорючая плёнка была изобретена русским фотографом И. В. Болдыревым в 1878—1881 гг., затем американскими изобретателями Г. Гудвином в 1887 году и Дж. Истменом в 1889 году была создана горючая, целлулоидная пленка. Первые же аппараты хронофотографической съемки были сконструированы в 80-х годах XIX века. К ним относятся: «фоторужьё» французского физиолога Э. Марея (1882), аппарат французского изобретателя О. ле Бернса (1888), аппарат английских изобретателей У. Фризе-Грина и М. Эванса (1889), аппарат русского фотографа В. А. Дюбюка (1891), «Фоноскоп» французского физиолога Ж. Демени (1892). Пионерами в создании аппаратов для проекции на экран быстро сменяющихся изображений были: немецкий и русский фотографы О. Анщюц и В. А. Дюбюк, создавшие соответственно в 1891 и 1892 годах проекционные аппараты различной конструкции, но с одинаковым названием — «Тахископ», французский изобретатель Э. Рейно, создавший в 1892 году проектор под названием «Оптический театр», и русские изобретатели И. А. Тимченко и М. Ф. Фрейденберг (1893).
Братья Люмьер (Огюст слева, Луи справа на фото)
Изобретениями наиболее приблизившиеся к кинематографу по своим техническим характеристикам являются: «кинетоскоп» Эдисона, аппарат И. А. Тимченко (1893), «хронофотограф» Ж. Демени (1893), проектор американского изобретателя Ж. А. Ле Роя (1894), проектор «паноптиком» американского изобретателя У. Латама (1895), «плеограф» польского изобретателя К. Прушинского (1894) и др. А уже в 1895—1896 годах были изобретены аппараты, сочетающие в себе все основные элементы кинематографа: во Франции — «синематограф» братьев Л.Люмьер и О. Люмьер (1895) и «хронофотограф» Ж. Демени (1895); в Германии — «биоскоп» М. Складановского (1895) и кинопроектор О. Местера (1896); в Англии — «аниматограф» Р. У. Пола (1896); в России — «хронофотограф» А. Самарского (1896) и «стробограф» И. Акимова (1896), в США — «витаскоп» Т. Армата (1896).
Начало распространения кинематографа было положено съёмкой и публичной демонстрацией первых короткометражных фильмов. 1 ноября 1895 года в Берлине М. Складановский продемонстрировал свой «биоскоп», а 28 декабря 1895 года в Париже братьями Люмьер был продемонстрирован их «синематограф». В течение 1896—1897 годов публичные демонстрации короткометражных фильмов были произведены во всех мировых столицах. В России первый показ был организован 4 мая 1896 года в Санкт-Петербурге (в саду «Аквариум»), затем в Москве и на Всероссийской ярмарке в Нижнем Новгороде. Тогда же были сняты первые русские любительские киносъемки (В. Сашин, А. Федецкий, С. Макаров и др.).
Первая киносъёмка в Российской империи была сделана фотохудожником А.Федецким в Харькове (1,5 минуты, «Перенесение иконы Озерянской Божьей матери»). Первым российским документальным фильмом стал «Вид харьковского вокзала в момент отхода поезда с находящимся на платформе начальством» (1896).
И вдруг что-то щёлкает, всё исчезает, и на экране является поезд железной дороги. Он мчится стрелой прямо на вас — берегитесь! Кажется, что вот-вот он ринется во тьму, в которой вы сидите, и превратит вас в рваный мешок кожи, полный измятого мяса и раздробленных костей, и разрушит, превратит в обломки и в пыль этот зал и это здание, где так много вина, женщин, музыки и порока.
— Максим Горький[1]
Эпоха немого кино[править | править исходный текст]
Основная статья: Немое кино
Чарли Чаплин
Первые короткометражные фильмы (15-20 метров, примерно 1,5 минуты демонстрации) были по большей части документальные, однако уже в комедийной инсценировке братьев Люмьер «Политый поливальщик» отражаются тенденции зарождения игрового кино.
Небольшая длина первых фильмов была обусловлена техническим несовершенством киноаппаратуры, тем не менее, уже к 1900-м годам длина кинокартин увеличилась до 200—300 метров (15-20 минут демонстрации). Совершенствование съёмочной и проекционной техники способствовало дальнейшему увеличению длины фильмов, качественному и количественному увеличению художественных приёмов съёмки, актёрской игры и режиссуры. А широкое распространение кинематографа и популярность кинематографа обеспечили его экономическую выгодность, что, однако, не могло не сказаться на художественной ценности снимаемых кинокартин. В этот период с усложнением и удлинением сюжета фильмов начинают формироваться жанры кинематографа, оформляется их художественное своеобразие, создается специфический для каждого жанра набор изобразительных приёмов.
Наивысшего своего расцвета «немое» кино достигает к 20-м годам XX века, когда оно уже вполне оформляется как самостоятельный род искусства, обладающий своими собственными художественными средствами.
Появление звука[править | править исходный текст]
Ещё до начала XX века Томас Эдисон пытался синхронизировать «кинетоскоп» c фонографом, но потерпел неудачу. Однако впоследствии Уильям Диксон, соавтор Эдисона, утверждал, что ему уже в 1889 году удалось создать кинетофонограф — прибор, воспроизводивший звук и изображение одновременно. Однако не существует никаких доказательств, подтверждающих его слова.
В ранний период кинематографа звуковое кино пытались создать во множестве стран, но столкнулись с двумя основными проблемами: трудность в синхронизации изображения и звука и недостаточная громкость последнего. Первая проблема была решена путём записи и звука, и изображения на одном и том же носителе, но для решения второй проблемы требовалось изобретение усилителя низкой частоты, что произошло лишь в 1912 году, когда киноязык развился настолько, что отсутствие звука уже не воспринималось как серьёзный недостаток.
В результате патент на ту систему звукового кинематографа, которая впоследствии совершила звуковую революцию, был получен в 1919 году, но кинокомпании не обратили никакого внимания на возможность кино заговорить, желая избежать удорожания стоимости производства и проката кинофильмов и потери иноязычных рынков. Тем не менее 17 сентября 1922 года в Берлине впервые в мире был показан звуковой фильм.[2]
В 1925 году компания Warner Brothers, находившаяся в тот момент на грани банкротства, вложилась в рискованный звуковой проект. Уже в 1926 году Warner Brothers выпустила несколько звуковых фильмов, состоящих в основном из музыкальных номеров, но особого успеха у зрителей они не имели. Успех пришёл только с фильмом «Певец джаза», в котором кроме музыкальных номеров Эла Джолсона присутствовали и его короткие реплики. 6 октября 1927 года — день премьеры «Певца Джаза» — принято считать днём рождения звукового кино.
Появление цвета[править | править исходный текст]
Файл:Annabelle Serpentine.ogg
Кадры из фильма Annabelle Serpentine Dance (1894—1896)
Основная статья: Цветной кинематограф
Первым сохранившимся цветным фильмом стал короткометражный фильм «Танец Лои Фуллер» (англ. Annabelle Serpentine Dance). Он был снят в чёрно-белом варианте в 1894 году, а в 1895 или в 1896 году был раскрашен вручную (кисточкой раскрашивался каждый кадрик). Первый коммерчески успешный цветной фильм «Путешествие на Луну», созданный Жоржем Мельесом в 1902 году, также был раскрашен вручную.
В 1899 году фотограф Эдвард Рэймонд Тернер запатентовал процесс съёмки цветного кино. По технологии Тернера каждый кадр снимался через один из трех специальных фильтров красного, зеленого и синего цветов. В 2012 году сотрудники Национального музея СМИ и технологий в Брадфорде отыскали цветную видеозапись Эдварда Тернера, датированную 1902 годом.[3][4][5] Ранее самой старой считалась цветная плёнка 1909 года, созданная по технологии Kinemacolor.
Британская технология «Кинемаколор» (англ. Kinemacolor), изобретённая в 1906 году, была первой в мире системой цветного кинематографа, имевшая коммерческий успех. Однако, по сравнению с фильмами, раскрашенными вручную, она имела недостаток: все цвета создавались путём смешиванния не трёх, а только двух основных цветов: красно-оранжевого и сине-зелёного[6]. В этой системе в 1908 году был снят «Визит к морю» (англ. A Visit to the Seaside) — первый цветной фильм, показанный в кинотеатрах, в 1910 году — первый цветной игровой фильм «Шахматист» (англ. Checkmated), в 1911 году — первый цветной полнометражный документальный фильм «Торжественный приём в Дели» (англ. With Our King and Queen Through India).
Первыми полнометражными игровыми цветными фильмами, показанными в кинотеатрах, были «The World, the Flesh and the Devil» (1914) и «Little Lord Fauntleroy» (1914), снятые по технологии «Кинемаколор», «The Gulf Between» (1917), изготовленный по технологии «Техниколор» (англ. Technicolor), и «Cupid Angling» (1918), созданный по технологии Douglass Natural Color process.
Кадр из первого голливудского цветного фильма «Жертвы моря» (1922)
Первый голливудский двухцветный фильм, снятый по технологии «бипак» вышел в 1922 году, он не впечатлил зрителей. Однако последовавшие за ним цветные голливудские фильмы, такие как «Странник пустоты» (1924), получили огромный кассовый успех.
Вслед за бешеной популярностью цветных фильмов в Европе, а затем и в США, наступил период охлаждения интереса к цветным фильмам. Цветные фильмы были более дорогими. Изображение на них было менее чётким. Сочетаниями двух цветов нельзя было изобразит
xaxaxa 16.11.2013 в 21:25
Написал(а): olga положительный
Менделеев, Дмитрий Иванович
[править | править исходный текст]Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Запрос «Менделеев» перенаправляется сюда; см. также другие значения.
Дмитрий Иванович Менделеев
DIMendeleevCab.jpg
Д. И. Менделеев в своём кабинете (Главная палата мер и весов, Санкт-Петербург).
Дата рождения:
27 января (8 февраля) 1834
Место рождения:
Тобольск,
Тобольская губерния,
Российская империя
Дата смерти:
20 января (2 февраля) 1907 (72 года)
Место смерти:
Санкт-Петербург,
Российская империя
Страна:
Россия
Научная сфера:
Химия, физика, экономика, геология, метрология
Научный руководитель:
А. А. Воскресенский
Известные ученики:
Д. П. Коновалов,
В. А. Гемилиан,
А. А. Байков,
А. Л. Потылицын,
С. М. Прокудин-Горский
Известен как:
Автор периодического закона
Награды и премии
Орден Святого Александра Невского
Орден Святого Владимира I степени
Орден Святого Владимира II степени
Орден Святой Анны I степени
Орден Святой Анны II степени
Орден Святого Станислава I степени
Орден Белого орла
Кавалер ордена Почётного легиона
Медаль Копли
Дмитрий Иванович Менделеев на Викискладе
Дми́трий Ива́нович Менделе́ев (27 января [8 февраля] 1834, Тобольск — 20 января [2 февраля] 1907, Санкт-Петербург) — русский учёный-энциклопедист: химик, физикохимик, физик, метролог, экономист, технолог, геолог, метеоролог, педагог, воздухоплаватель, приборостроитель. Профессор Санкт-Петербургского университета; член-корреспондент по разряду «физический» Императорской Санкт-Петербургской Академии наук. Среди наиболее известных открытий — периодический закон химических элементов, один из фундаментальных законов мироздания, неотъемлемый для всего естествознания.
Содержание [убрать]
1 Биография
1.1 Происхождение
1.2 Детство
1.3 Семья и дети
2 Хроника творческой жизни учёного
2.1 1841—1859
2.2 Гейдельбергский период (1859—1861)
2.3 1860—1907
3 Научная деятельность
3.1 Периодический закон
3.2 Удельные объёмы. Химия силикатов и стеклообразного состояния
3.3 Исследование газов
3.4 Учение о растворах
3.5 Комиссия для рассмотрения медиумических явлений
3.6 Воздухоплавание
3.7 Кораблестроение. Освоение Крайнего Севера
3.8 Метрология
3.9 Пороходелие
3.10 Об электролитической диссоциации
4 Менделеев — экономист и футуролог
4.1 Уральская экспедиция
4.2 К познанию России
4.3 Менделеев о демографическом росте
5 Педагогика и просвещение
5.1 Училище наставников
6 Три службы Родине
7 Логико-тематическая парадигма творчества учёного
8 Д. И. Менделеев и мир
8.1 По Европейской России, Кавказу, Уралу и Сибири
8.2 Зарубежные поездки и путешествия
9 Признание
9.1 Награды, академии и общества
9.2 Менделеевские съезды
9.3 Менделеевские чтения
9.4 Нобелевская эпопея
10 Д. И. Менделеев в маргинальной истории
10.1 О приснившейся периодической таблице элементов
10.2 «Химики»
10.3 Чемоданы Д. И. Менделеева
10.4 Легенда об изобретении водки
11 Адреса Д. И. Менделеева в Санкт-Петербурге[77][78]
11.1 Памятники Д. И. Менделееву
11.2 Памятники Федерального значения
12 Память о Д. И. Менделееве
12.1 Музеи
12.2 Населённые пункты и станции
12.3 География и астрономия
12.4 Учебные заведения
12.5 Общества, съезды, журналы
12.6 Промышленные предприятия
12.7 Литература
12.8 Бонистика, нумизматика, филателия, сигиллатия
13 Примечания
14 Литература
15 Ссылки
Биография[править | править исходный текст]
Происхождение[править | править исходный текст]
Дмитрий Иванович Менделеев родился 27 января (8 февраля) 1834 года в Тобольске в семье Ивана Павловича Менделеева (1783—1847), в то время занимавшего должность директора Тобольской гимназии и училищ Тобольского округа. Дмитрий был в семье последним, семнадцатым ребёнком. Из семнадцати детей восемь умерли ещё в младенчестве (троим из них родители даже не успели дать имён), а одна из дочерей, Маша, умерла в возрасте 14 лет в середине 1820-х годов в Саратове от чахотки. История сохранила документ о рождении Дмитрия Менделеева — метрическую книгу духовной консистории за 1834 год, где на пожелтевшей странице в графе о родившихся по тобольской Богоявленской церкви записано: «27 января Тобольской гимназии директора — надворного советника Ивана Павловича Менделеева от законной его жены Марии Дмитриевны родился сын Дмитрий».
В одном из вариантов посвящения матери первого своего крупного труда «Исследования водных растворов по удельному весу» Дмитрий Иванович скажет[1]:
« ...Вашего последыша семнадцатого из рождённых Вами Вы подняли на ноги, вскормили своим трудом после смерти батюшки, ведя заводское дело, Вы научили любить природу с её правдою, науку с её истиной..., родину со всеми её нераздельнейшими богатствами, дарами..., больше всего труд со всеми его горестями и радостями..., Вы заставили научиться труду и видеть в нём одном всему опору, Вы вывезли с этими внушениями и доверчиво отдали в науку, сознательно чувствуя, что это будет последнее Ваше дело. Вы, умирая, внушали любовь, труд и настойчивость. Приняв от Вас... так много, хоть малым, быть может последним, Вашу память почитаю. »
Дед его по отцовской линии, Павел Максимович Соколов (1751—-1808), был священником села Тихомандрицы Вышневолоцкого уезда Тверской губернии, находившегося в двух километрах от северной оконечности озера Удомля[2]. Только один из четырёх его сыновей, Тимофей, сохранил фамилию отца. Как было принято в то время в среде духовенства, по окончании семинарии трём сыновьям П. М. Соколова были даны разные фамилии: Александру — Тихомандрицкий (по названию села), Василию — Покровский (по приходу, в котором служил Павел Максимович), а Иван, отец Дмитрия Ивановича, в виде прозвания получил фамилию соседних помещиков Менделеевых (сам Дмитрий Иванович так толковал её происхождение: «…дана отцу, когда он что-то выменял, как соседний помещик Менделеев менял лошадей»).[1][3]
Иван Павлович Менделеев — отец Д. И. Менделеева. Неизвестный художник 1-й половины XIX века. Масло
Окончив в 1804 году духовное училище, отец Дмитрия Ивановича Иван Павлович Менделеев поступил на филологическое отделение Главного педагогического института. Окончив его в числе лучших студентов в 1807 году, Иван Павлович был определён «учителем философии, изящных искусств и политической экономии» в Тобольск, где в 1809 году женился на Марии Дмитриевне Корнильевой. В декабре 1818 года он был назначен директором училищ Тамбовской губернии. С лета 1823-го по ноябрь 1827-го года семья Менделеевых жила в Саратове, а в дальнейшем — возвратилась в Тобольск, где Иван Павлович получил место директора Тобольской классической гимназии. Его незаурядные свойства ума, высокая культура и творческое начало определяли педагогические принципы, которыми он руководствовался в преподавании своих предметов. В год рождения Дмитрия Иван Павлович ослеп, что вынудило его выйти на пенсию. Для удаления катаракты он в сопровождении дочери Екатерины отправился в Москву, где в результате удачной операции доктора Брассе ему было возвращено зрение. Но вернуться к прежней работе он уже не мог, и семья жила на его небольшую пенсию[1].
Мария Дмитриевна Менделеева (урождённая Корнильева), мать Д. И. Менделеева
Мать Д. И. Менделеева происходила из старинного рода сибирски
ПОЛУЧАЙТЕ 16.11.2013 в 21:38
Написал(а): Вий нейтральный
Семья и дети[править | править исходный текст]
Дмитрий Иванович был женат дважды. В 1862 году сочетался браком с Феозвой Никитичной Лещевой, уроженкой Тобольска (падчерицей знаменитого автора «Конька-Горбунка» Петра Павловича Ершова). Супруга (Физа, наречённое имя) была старше его на 6 лет. В этом браке родились три ребёнка: дочь Мария (1863) — она умерла в младенчестве, сын Володя (1865—1898) и дочь Ольга (1868—1950). В конце 1878 г. 43-летний Дмитрий Менделеев страстно влюбился в 23 летнюю Анну Ивановну Попову (1860—1942), дочь донского казака из Урюпинска. Во втором браке у Д. И. Менделеева родилось четверо детей: Любовь, Иван (1883—1936) и близнецы Мария и Василий[1][7][8][9].
Д. И. Менделеев был тестем русского поэта Александра Блока, женатого на его дочери Любови.
Д. И. Менделеев доводился дядей русским учёным Михаилу Яковлевичу (профессор-гигиенист) и Фёдору Яковлевичу (профессор-физик) Капустиным, которые были сыновьями его старшей сестры Екатерины Ивановны Менделеевой (Капустиной)[10].
О японской внучке Дмитрия Ивановича — в статье, посвящённой творчеству Б. Н. Ржонсницкого.
Хроника творческой жизни учёного[править | править исходный текст]
1841—1859[править | править исходный текст]
Фотопортрет Д. И. Менделеева
1841 — поступил в тобольскую гимназию.
1855 — окончил физико-математический факультет Главного педагогического института в Санкт-Петербурге.
1855 — старший учитель естественных наук Симферопольской мужской гимназии. По просьбе петербургского врача Н. Ф. Здекауэра в середине сентября Дмитрия Менделеева осмотрел Н. И. Пирогов, констатировавший удовлетворительное состояние пациента: «Вы нас обоих переживёте»[11].
1855—1856 — старший учитель гимназии при Ришельевском лицее в Одессе.
1856 — блестяще защитил диссертацию «на право чтения лекций» — «Строение кремнезёмных соединений» (оппоненты А. А. Воскресенский и М. В. Скобликов), с успехом прочёл вступительную лекцию «Строение силикатных соединений»; в конце января отдельным изданием в Петербурге вышла в свет кандидатская диссертация Д. И. Менделеева «Изоморфизм в связи с другими отношениями кристаллической формы к составу»[12]; 10 октября присвоена учёная степень магистра химии.
1857 — 9 января утверждён в звании приват-доцента Императорского Санкт-Петербургского университета по кафедре химии.
1857—1890 — преподавал в Императорском Санкт-Петербургском университете (с 1865 года — профессор химической технологии, с 1867 — профессор общей химии) — во 2-м кадетском корпусе читает лекции по химии; одновременно в 1863—1872 годах — профессор Санкт-Петербургского технологического института, в 1863—1872 годах руководил химической лабораторией института, также одновременно преподавал в Николаевских инженерных академии и училище; — в Институте Корпуса инженеров путей сообщения.
1859—1861 — находился в научной командировке в Гейдельберге.
Гейдельбергский период (1859—1861)[править | править исходный текст]
Получив в январе 1859 года разрешение на командировку в Европу «для усовершенствования в науках», Д. И. Менделеев только в апреле, по завершении курса лекций в университете и занятий во 2-м кадетском корпусе и Михайловской артиллерийской академии, смог выехать из Санкт-Петербурга[1].
Он имел ясный план исследований — теоретическое рассмотрение тесной взаимосвязи химических и физических свойств веществ на основе изучения сил сцепления частиц, чему должны были служить данные, полученные экспериментально в процессе измерений при различных температурах поверхностного натяжения жидкостей — капиллярности[1].
Катетометр и компаратор, сделанные известным французским механиком Саллероном для Д. Менделеева
Пикнометр Д. И. Менделеева
Через месяц, после ознакомления с возможностями нескольких научных центров — отдано предпочтение Гейдельбергскому университету, где работают незаурядные естествоиспытатели: Р. Бунзен, Г. Кирхгоф, Г. Гельмгольц, Э. Эрленмейер и др. Есть сведения, которые говорят о том, что впоследствии Д. И. Менделеев имел в Гейдельберге встречу с Дж. У. Гиббсом. Оборудование лаборатории Р. Бунзена не позволяло проводить такие «деликатные опыты, как капиллярные», и Д. И. Менделеев формирует самостоятельную исследовательскую базу: провёл в арендуемую квартиру газ, приспособил отдельное помещение для синтеза и очистки веществ, другое — для наблюдений. В Бонне «знаменитый стеклянных дел маэстро» Г. Гесслер даёт ему уроки, сделав около 20 термометров и «неподражаемо хорошие приборы для определения удельного веса». У известных парижских механиков Перро и Саллерона он заказывает специальные катетометры и микроскопы[1].
Большое значение работы этого периода имеют для понимания методики масштабного теоретического обобщения, чему подчинены хорошо подготовленные и построенные тончайшие частные исследования, и что явится характерной чертой его универсума. Это теоретический опыт «молекулярной механики», исходными величинами которой предполагались масса, объём и сила взаимодействия частиц (молекул). Рабочие тетради учёного показывают, что он последовательно искал аналитическое выражение, демонстрирующее связь состава вещества с тремя этими параметрами. Предположение Д. И. Менделеева о функции поверхностного натяжения, связанной со структурой и составом вещества позволяет говорить о предвидении им «парахора»[13], но данные середины XIX века не способны были стать основой для логического завершения этого исследования — Д. И. Менделееву пришлось отказаться от теоретического обобщения[1].
В настоящее время «молекулярная механика», основные положения которой пытался сформулировать Д. И. Менделеев, имеет лишь историческое значение, между тем, эти исследования учёного позволяют наблюдать актуальность его взглядов, соответствовавших передовым представлениям эпохи, и обретшим общее распространение только после Международного химического конгресса в Карлсруэ (1860)[1][7][8][9].
1860—1907[править | править исходный текст]
Основатели Русского химического общества (члены химической секции 1-го съезда русских естествоиспытателей и врачей, вынесшие постановление об учреждении — 4 января 1868 года). Стоят слева направо: Ф. Р. Вреден, П. А. Лачинов, Г. А. Шмидт, А. Р. Шуляченко, А. П. Бородин, Н. А. Меншуткин, Н. А. Соковнин, Ф. Ф. Бейльштейн, К. И. Лисенко, Д. И. Менделеев, Ф. Н. Савченков; сидят: В. Ю. Рихтер, С. И. Ковалевский, Н. П. Нечаев, В. В. Марковников, А. А. Воскресенский, П. А. Ильенков, П. П. Алексеев, А. Н. Энгельгардт (подписи сделаны рукой Д. И. Менделеева)
1860 — 3—5 сентября принимает участие в первом Международном химическом конгрессе в Карлсруэ.
1865 — 31 января (12 февраля) на заседании Совета физико-математического факультета Санкт-Петербургского университета защитил докторскую диссертацию «О соединении спирта с водой», в которой были заложены основы его учения о растворах.
1876 — 29 декабря (10 января) 1877 года избран членом-корреспондентом по разряду «физический» Императорской Академии наук, в 1880 году выдвигался в академики, но 11 (23) ноября был забаллотирован немецким большинством Академии, что вызвало резкий общественный протест.
Принимал участие в разработке технологий запущенного в 1879 году первого в России завода по производству машинных масел в посёлке Константиновский в Ярославской губернии, который ныне носит его имя.
1880-е годы — Дмитрий Иванович снова изучает растворы, публикует работу «Исследование водных растворов по удельному весу».
1880—1888 — принимал деятельное участие в разработке проекта создания и строительства первого в Русской Азии Сибирского университета в Томске, для чего неоднократно консультировал руководителя комитета по строительству ТГУ профессора В. М. Флоринского. Планировался как первый ректор этого университета, но в силу ряда семейных причин в 1888 году в Томск не поехал. Через несколько лет он активно помогал в создании Томского технологического института и становления в нём химической науки[14][15].
1890 — покинул Петербургский университет из-за конфликта с министром просвещения, который во время студенческих волнений отказался принять от Менделеева петицию студентов.
1892 — Дмитрий Иванович Менделеев — учёный-хранитель Депо образцовых гирь и весов, которое в 1893 году по его инициативе было преобразовано в Главную палату мер и весов (ныне ВНИИ метрологии им. Д. И. Менделеева).
1893 год — работал на химическом заводе П. К. Ушкова (впоследствии — имени Л. Я. Карпова; п. Бондюжский, ныне г. Менделеевск) использовав производственную базу завода для получения бездымного пороха (пироколлодия). Впоследствии он отмечал, что посетив «немало западноевропейских химических заводов, с гордостью увидел, что может созданное русским деятелем не только не уступать, но и во многом превосходить иноземное».
1899 — возглавляет Уральскую экспедицию, подразумевающую стимуляцию промышленно-экономического развития края.
1900 — участвует в работе Всемирной выставки в Париже; им написана первая на русском языке — большая статья о синтетических волокнах «Вискоза на Парижской выставке», где отмечена важность для России развития их промышленности.
1903 год — первый председатель Государственной экзаменационной комиссии Киевского политехнического института, в создании которого учёный принимал активное участие. О посещении Д. И. Менделеевым института в дни защиты первых дипломных работ, в числе других воспоминал через 60 лет Иван Фёдорович Пономарёв (1882—1982)[16].
Член многих академий наук и научных обществ. Один из основателей Русского физико-химического общества (1868 год — химического, и 1872 — физического) и третий его президент (с 1932 года преобразовано во Всесоюзное химическое общество, которое тогда же было названо его именем, ныне — Российское химическое общество имени Д. И. Менделеева).
Умер Д. И. Менделеев 20 января (2 февраля) 1907 года в Санкт-Петербурге. Похоронен на «Литераторских мостках» Волковского кладбища[17].
Оставил более 1500 трудов[18], среди которых классические «Основы химии» (ч. 1—2, 1869—1871, 13 изд., 1947) — первое стройное изложение неорганической химии.
Именем Менделеева назван 101-й химический элемент —
|
|
|
|
|
|
отвратительно
|
17.02.2014 в 13:05
|
|
Написал(а): Александра
|
отрицательный
|
Я была на собеседовании!!! Отвратительно!! Обычные продавцы, которые нагло втирают билеты! Рабочая обстановка отвратительна- громко орет музыка, душное помещение, вонь, да и сотрудники ужасны!!! Говорят о больших доходах, а себя в порядок не могут привести!!! Впечатление ,буд то попола в секту!!! Просто ужас!!! Не тратьте свое время!!! Вы просидите там пол дня, но ничего хорошего из этого не извлечете!!! Какой блин администратор...??!!! Вам сказку в уши зальют, а в этоге уйдешь с полным разочаровании!!! Не видитесь!!! Если себя уважаете!!!!!
|
|
|
|
|
|
Клиенты театрального агентства «Премьера» так и не дождались своих покупок
|
13.02.2014 в 13:44
|
|
Написал(а): Литовченко Игорь Олегович
|
отрицательный
|
Петербурге будут судить жителя Александра Сергеевича Б ОЯРСКОГО, обвиняемого в 124 эпизодах мошенничества.
Как сообщает прокуратура города, преступления совершались в период времени с 14 января 2012 года по 11февраля 2014 года. Для похищения денег граждан мужчина использовал театральное агентство «Премьера». Там якобы продавались театральные билеты.
Вот один из эпизодов: некий петербуржец пытался купить через сайт билеты на спектакль СИРАНО ДЕБРЕЖЕКАК с Сергеем Безруковым. Он перевел 7400 рублей на личный счет А.С.Боярского, но товара не получил, поскольку никаких билетов у продавца не было и быть не могло – деятельность агентства реально не осуществлялась.
По такой же схеме денег лишились еще 124 человек из разных районов города и области.
В ходе предварительного следствия А.С.Боярский полностью признал вину и дал явку с повинной. Теперь его судьбу решит суд.
|
|
|
|
|
|
Черная работа
|
16.01.2014 в 17:28
|
|
Написал(а): Аноним
|
отрицательный
|
Должности и вакансии, предлагаемые в Премьере, в результате оказываются работой по распространению билетов путем обзвона граждан по телефону. Зарплата зависит только от количества проданных вами театральных билетов.
Конечно, обещают, что со временем возможно продвижение по службе, но для этого нужно попахать негром, т.е. все ваши способности и навыки им по барабану.
Если вы готовы продавать билеты, то эта работа для вас.
Если хотите должность, указанную в объявлениях, то не надейтесь и не теряйте время.
|
|
|
|
|
|
несеръезно
|
24.12.2013 в 17:29
|
|
Написал(а): тоже Гостья
|
нейтральный
|
Почитала отзывы перед тем как сходить на собеседование, думала конкуренция и всё такое. Сходила. Убедилась лично. Рассказываю:
Пригласили на должность Администратора по адресу: г. Москва, м. ВДНХ, ул. Проспект Мира, 222. Это не единственный офис в Москве.
На собеседовании мне сказали, должность будет включать в себя заключение договоров, организация проведения спектаклей, концертов, встреча клиентов, входящие/исходящие звонки, в общем, работа с театрами Москвы.
Когда пригласили на следующий день на обучение, меня провели в комнату, где громко орет музыка, в комнате стоит более 5 столов и девочки обзванивают клиентов, перекрикивая музыку и друг друга, пытаясь продавать билеты.
Это очень несерьезная атмосфера работы, ребят. И приглашали на одну должность, а выясняется, что совсем иная деятельность.
|
|
|
|
|
|
думайте
|
23.12.2013 в 11:21
|
|
Написал(а): Гостья
|
нейтральный
|
Недели две назад была на собеседовании в Премьере - объяснили что что бы заработать московскую ” минималку” в 18000руб за месяц, нужно продать билетов на 120 000 руб
рабочий день с 10 до 18ч в шумном помещении, при громкой ритмичной музыке (как мне объяснили для того что бы клиент слышал музыку и не слышал других операторов)
Для стажирующихся нужно за 8 часов сделать 300 исходящих звонков по произвольно взятым номерам, к примеру от 8926 500 00 00 до 8926 500 03 00 (8926– 500 00 00 , 5000001, 5000002, 500003 ит далее по порядку до трёхсотого). Спросила у мальчика стажёра сколько сделал сделок он за свои 1,5 недели пребывания здесь – сказал только одну. Это значит что 10 дней работы сделав 3000 звонков он не заработал ничего продав только 2 билета за 6 тыс.
Я думаю первая зарплата у начинающего, возможна только на третьем четвёртом месяце непрерывного слепого (холодного) обзвона по принципу на кого бог пошлёт – когда образуется именной список потенциальных покупателей готовых когда нибудь купить билеты в общем не дешевых от 2000р
Возможно обзаведясь собственным внушительным списком постоянных клиентов и можно выйти на сумму продаж в 300-400тыс руб в месяц что бы заработать свои 40-50 тыс рублей
|
|
|
|
|
|
Гоголь
|
22.12.2013 в 17:04
|
|
Написал(а): ewf
|
положительный
|
"Премьера" - это брэнд, ассоциирующийся, прежде всего, с качеством, высоким профессионализмом и позитивом. "Премьера" - Ваш личный гид и помощник в современном мире культурного досуга.
Группа компаний "Премьера" уже более 10 лет прочно занимает одно из лидирующих мест в сфере театрально-концертного бизнеса, занимаясь организацией, продюсированием и проведением культурно-массовых мероприятий, предоставляя широкий выбор билетов на лучшие концертные площадки России и Европы.
Под эгидой компании проходили выступления многих звезд Российского и мирового искусства: Д. Хворостовского, В. Спивакова, Ю. Башмета, А. Уткина, а также гастроли международных оперных звезд Чечилии Бартоли, Хосе Карераса, Роберто Аланьи.
Компания "Премьера" сегодня - это множество офисов на территории России и стран СНГ с обширной и постоянно обновляемой клиентской базой, а также интернет-портал Premiera.biz, предоставляющий клиентам неограниченные возможности при бронировании и покупке билетов.
Наша миссия и бизнес-идея
Миссия группы компаний "Премьера" заключается в том, чтобы наполнить добротой и позитивом жизнь многих людей, предлагая удобный и качественный сервис, реализовать культурные и интеллектуальные запросы даже самых взыскательных клиентов. Мы наполняем оптимизмом и смыслом все аспекты своей деятельности.
Наше видение задач
Как и любой успешный бизнес, мы нацелены на устойчивый рост и развитие - сотрудничая с Нами, Вы приобретаете не только надёжного партнёра, но и хороших друзей. И, конечно же, наш успех основан на ряде основополагающих принципов, которым мы неизменно верны уже более десяти лет:
• Оптимизм.
• Профессионализм.
• Инновации.
• Качество.
• Внимание к деталям.
• Открытость к сотрудничеству.
Мы не изобретаем формулу удовольствий. Мы помогаем сделать правильный выбор, сэкономить время и получить удовольствие от хорошего отдыха. Лучшее из мира досуга - для наших клиентов.
"Премьера". С большим сердцем.....
"Премьера" - это брэнд, ассоциирующийся, прежде всего, с качеством, высоким профессионализмом и позитивом. "Премьера" - Ваш личный гид и помощник в современном мире культурного досуга.
|
|
|
|
|
|
//
|
09.12.2013 в 17:43
|
|
Написал(а): Гостья
|
отрицательный
|
Недели две назад была на собеседовании в Премьере - объяснили что что бы заработать московскую ” минималку” в 18000руб за месяц, нужно продать билетов на 120 000 руб
рабочий день с 10 до 18ч в шумном помещении, при громкой ритмичной музыке (как мне объяснили для того что бы клиент слышал музыку и не слышал других операторов)
Для стажирующихся нужно за 8 часов сделать 300 исходящих звонков по произвольно взятым номерам, к примеру от 8926 500 00 00 до 8926 500 03 00 (8926– 500 00 00 , 5000001, 5000002, 500003 ит далее по порядку до трёхсотого). Спросила у мальчика стажёра сколько сделал сделок он за свои 1,5 недели пребывания здесь – сказал только одну. Это значит что 10 дней работы сделав 3000 звонков он не заработал ничего продав только 2 билета за 6 тыс.
Я думаю первая зарплата у начинающего, возможна только на третьем четвёртом месяце непрерывного слепого (холодного) обзвона по принципу на кого бог пошлёт – когда образуется именной список потенциальных покупателей готовых когда нибудь купить билеты в общем не дешевых от 2000р
Возможно обзаведясь собственным внушительным списком постоянных клиентов и можно выйти на сумму продаж в 300-400тыс руб в месяц что бы заработать свои 40-50 тыс рублей
|
|
|
|
|
|
Сергеичу
|
06.12.2013 в 19:51
|
|
Написал(а): Игорь
|
нейтральный
|
|
Сергеич, не переживай, как платил "Тамбовцам" 50%, так и будешь платить. Все твои контакты завязаны на вора в законе по прозвищу "Камыш". А со стороны администрации города и полиции тебя поддерживает ЛГБТ сообщество
|
|
|
|
|
|
Гоголь
|
29.11.2013 в 18:58
|
|
Написал(а): ewf
|
положительный
|
Теа́тр (греч. θέατρον — основное значение — место для зрелищ, затем — зрелище, от θεάομαι — смотрю, вижу) — зрелищный вид искусства, представляющий собой синтез различных искусств — литературы, музыки, хореографии, вокала, изобразительного искусства и других[1][2][3][4] и обладающий собственной спецификой: отражение действительности, конфликтов, характеров, а также их трактовка и оценка, утверждение тех или иных идей здесь происходит посредством драматического действия, главным носителем которого является актёр[2][5][6]
Родовое понятие «театр» включает в себя различные его виды: драматический театр, оперный, балетный, кукольный, театр пантомимы и др.[2].
Во все времена театр представлял собой искусство коллективное; в современном театре в создании спектакля, помимо актёров и режиссёра (дирижёра, балетмейстера), участвуют художник-сценограф, композитор, хореограф, а также бутафоры, костюмеры, гримёры, рабочие сцены, осветители[7][1].
Развитие театра всегда было неотделимо от развития общества и состояния культуры в целом, — с особенностями общественного развития были связаны его расцвет или упадок, преобладание в театре тех или иных художественных тенденций и его роль в духовной жизни страны[2][3].
Содержание [убрать]
1 История театра
1.1 Античный театр
1.2 Европейский театр
1.2.1 Средневековье
1.2.2 Эпоха ренессанса
1.2.2.1 Драматический театр
1.2.2.2 Опера и балет
1.2.3 Последующая история
1.3 Театр Востока
1.4 Театр в России
2 Виды театра
2.1 Драматический театр
2.2 Опера
2.3 Балет
2.4 Театр кукол
2.5 Пантомима
3 Театральные фестивали
4 См. также
5 Примечания
6 Литература
7 Ссылки
История театра[править | править исходный текст]
Театр родился из древнейших охотничьих, сельскохозяйственных и других ритуальных празднеств, в аллегорической форме воспроизводивших явления природы или трудовые процессы[2]. Однако обрядовые действа сами по себе ещё не были театром: как считают искусствоведы, театр начинается там, где появляется зритель, — он предполагает не только коллективные усилия в процессе создания произведения, но и коллективное восприятие, и своей эстетической цели театр достигает лишь в том случае, если сценическое действие находит отклик у зрителей[4][2].
На ранних стадиях развития театра — в народных празднествах пение, танец, музыка и драматическое действие существовали в неразрывном единстве; в процессе дальнейшего развития и профессионализации театр утратил свой первоначальный синтетизм, образовались три основных вида: драматический театр, оперный и балетный, а также некоторые промежуточное формы[2].
Античный театр[править | править исходный текст]
См. также: Мимы, Театр в Древней Греции, Римский театр и Театральное здание в классической Греции
Древнегреческий театр родился из мистерий, посвященными богам — покровителям земледелия, в первую очередь Дионису: в ходе посвящённых ему празднеств хор «сатиров», одетых в козлиные шкуры, распевал песни (дифирамбы), содержание которых составляли мифы дионисийского круга. От хора сатиров произошло и слово «трагедия» (буквально — «песнь козлов»)[8]. Годом рождения мирового театра считается 534 г. до н. э., когда афинский поэт Феспид во время Великих Дионисий наряду с хором использовал одного актёра-декламатора[8]. Декламатор, которого в VI веке до н. э. называли «гипокритом» («ответчиком» или «комментатором»), мог вступать в диалог с хором, изображать по ходу повествования различных персонажей мифов, и таким образом к диалогу примешивались элементы актёрской игры. Позже Эсхил добавил к хору второго актёра-декламатора, а Софокл третьего, — в V веке до н. э. «гипокриты» уже могли общаться не только с хором, но и между собой, что сделало возможным драматическое действие, независимое от хора, и в результате — преобразование хора сатиров в драму[8].
В те времена существовали пьесы только двух жанров — трагедии и комедии. Писались они чаще всего на мифологические или исторические сюжеты. Все роли играли мужчины. Актёры выступали в огромных масках и на котурнах. Декораций не было. Женщины (исключая гетер) не всегда и не везде допускались на представления, особенно на комедию, и сидели, как правило, отдельно от мужчин. В Греции профессия актера считалась престижной, а в Риме — позорной (поэтому выступления Нерона так шокировали его приближённых).
Знаменитые драматурги того времени: Эсхил, Софокл, Еврипид, которых называют отцами греческой трагедии, Аристофан — отец комедии. В Риме можно отметить Плавта комедиографа и Сенеку, который обрабатывал произведения Еврипида.
До нас дошли многие пьесы древнегреческих авторов, несколько пьес об Ипполите, трагедия Эсхила «Прометей прикованный», несколько пьес об Электре, трилогия «Орестея» и другие.
В Греции между драматургами проводились соревнования (агон), при выборе победителя учитывалось мнение публики.
В Древнем Риме были популярны ателланы, короткие фарсовые представления в духе буффонады.
Наряду с официальным существовал также античный народный театр, в котором выступали бродячие комедианты – флиаки и мимы. Они разыгрывали примитивные пьески бытового, развлекательного, сатирического, часто непристойного содержания[9] на улицах и площадях, актеры были без масок, в представлении могли участвовать женщины.
Европейский театр[править | править исходный текст]
См. также: Театр в Западной Европе
Средневековье[править | править исходный текст]
Английский средневековый театр, гравюра 19 века
После падения Римской империи античный театр был забыт: ранние идеологи христианства осуждали лицедейство, и не только актёры, музыканты и «плясуны», но и все «одержимые страстью к театру» исключались из христианских общин[10]. Средневековый театр фактически рождался заново, из народных обрядов и религиозных праздников — инсценировок церковных служб[10].
К языческим крестьянским праздникам и связанным с ними традиционным играм восходит искусство средневековых гистрионов — бродячих актёров, которые могли быть одновременно и танцорами, и певцам, и рассказчиками, дрессировщиками животных, гимнастами и фокусниками, играть на самых разнообразных инструментах.[11][12]. К искусству гистрионов восходит фарс, ставший неизменной составной частью городских мистериальных представлений[13].
В противовес языческим, христианская церковь вырабатывала собственные обряды, которые придавали её учению действенную иллюстративность[14]. Уже в IX веке в Западной Европе в день Рождества священники изображали евангельских пастухов, идущих в Назарет, происходил краткий диалог между ними и священником, служившим литургию, — диалогизация службы в своём развитии открывала возможности для драматического действия. В XI веке на Пасху и в Рождество уже разыгрывались настоящие представления[14].
Постепенно литургическая драма становилась более действенной, более содержательной, наполнялась психологическими переживаниями; тенденция к реалистической трактовке евангельских сюжетов и образов, отразившаяся и в оформлении представлений, и в бутафории, противоречила целям церковной службы, и в 1210 году литургическая драма была изгнана из церкви, — в дальнейшем представления давались на паперти, что позволило участвовать в них не только клирикам, но и горожанам[14].
Во второй половине XIII получили широкое распространение представления, посвящённые житиям святых — миракли, которые от собственно евангельских сюжетов отличались и более «бытовым» оформлением[15]. В это же время появились и светские пьесы, в большей степени, чем миракли, связанные с народными фольклорными представлениями, — известны, в частности, «Игра о беседке» и «Игра о Робене и Марион» Адама де ла Галя.
Одновременно в городах, независимо от церкви, зарождался жанр мистерий — массового, площадного, самодеятельного искусства. Мистерии были частью городских торжеств, которые устраивались в ярмарочные дни, абстрактные церковные сюжеты обретали в них национальный колорит[16].
Эпоха ренессанса[править | править исходный текст]
См. также: Комедия дель арте, Балет в Италии и История оперы
Итальянская комедия дель арте. XVI век
Драматический театр[править | править исходный текст]
Театр эпохи Ренессанса родился в Италии, где дольше, чем в других странах, существовала литургическая драма и относительно поздно, лишь в середине XV века, появился итальянский аналог мистерий — rapresentazioni sacre[17]. Во Флоренции тексты для этих представлений писали крупные поэты-гуманисты — Фео Белькари, Луиджи Пульчи и сам Лоренцо Медичи. Увлечённые античной литературой и философией гуманисты поначалу прививали, насколько это было возможно, античный дух священным представлениям, вплоть до использования в мистериях языческих сюжетов, в частности мифа об Орфее[17].
Параллельно развивалась другая тенденция: в 70-х годах XV века Помпонио Лето в Риме возродил античный римский театр, — со своими учениками он ставил на языке оригинала сочинения Сенеки, Плавта и Теренция. Опыт Лето быстро распространился по всей Италии, и, поскольку латынь была понятна не всем, вскоре появились переводы древнеримский авторов на итальянский язык. Две формы итальянского театра — античные комедии в итальянских переводах (и оригинальные пьесы, долгое время носившие откровенно подражательный характер) и мистерии на мифологические сюжеты — постепенно сближались, заимствовали одна у другой элементы драматургической техники и сценического воплощения[17].
С распространением мистерий в Италии было связано появление первых театральных коллективов — на рубеже XV—XVI веков, поначалу в виде любительских содружеств, которые со временем превращались в полупрофессиональные: ремесленники и представители интеллигенции собирали труппу, когда был спрос на представления, показывали их за плату в богатых домах и возвращались к своим прежним занятиям, когда спроса на представления не было[18]. Важную роль в становлении итальянского профессионального театра сыграла падуанская труппа актёра и драматурга Анджело Беолько, члены которой, выступая в разных пьесах под одними и теми же именами, в одних и тех же костюмах, создавали неизменные типы (tipi fissi)[19], — в этом отношении труппа Беолько предвосхищала комедию дель арте, появившуюся в середине XVI века, вскоре после его смерти[20]. Однако в точном переводе с итальянского commedia dell’arte в то время означала «профессиональный театр», — понятие «комедия масок» появилось позже[18].
На протяжении долгого времени спектакли играли во дворцах. Лишь в 20-х годах XVI века начали появляться специальные театральные здания, при этом принципы постройки заимствовались у Витрувия: как в Древнем Риме, зрительный зал строился в виде амфитеатра[21].
Новый итальянский театр родился как придворный, однако очень скоро завоевал популярность в самых широких слоях итальянского общества, к интересам и вкусам которых он начал приспосабливаться на рубеже XV—XVI веков: мифологические сюжеты постепенно уступали место сюжетам из современной жизни, которые, в свою очередь, диктовали и новые принципы оформления спектаклей и иной стиль актёрской игры[17].
Комедия дель арте, благодаря постоянным гастролям итальянских артистов — с конца XVI и на протяжении всего XVII века стала популярна в Испании, Франции, Англии и Германии[22].
Опера и балет[править | править исходный текст]
В эпоху Ренессанса в Италии зародились также опера и балет.
Клаудио Монтеверди
Вначале в мистериях появилась эпизодически вводимая музыка, позднее музыка стала сопровождать всё действие. В середине 16 века были популярны пасторали, которые сопровождались хоровым пением. В конце 16 века появились произведения с одноголосым пением (монодия).
В 1637 году в Венеции был открыт первый оперный театр.
Первыми оперными композиторами были Якопо Пери, Клаудио Монтеверди и другие[23].
Первые балеты ставились при дворе для развлечения придворной знати. Хореография была создана на основе придворных танцев.[24]
В 15 веке одним из первых мастеров танца был Доменико да Пьяченца (англ.)русск..Он занимался танцами вместе со своими учениками Антонио Корназано (англ.)русск. и Гульельмо Эбрео (англ.)русск., а также обучал этому искусству итальянскую знать. Да Пьяченца написал труд под названием: De arte saltandi et choreus ducendi (Про искусство танца и ведение танцев).[25]
В 1489 году Джан Галеаццо Сфорца женился на Изабеле Арагонской (англ.)русск. в Тортоне. В честь свадьбы было дано грандиозное представление, были организованы танцы по сюжету о Ясоне и аргонавтах. Зрелище получилось настолько впечатляющим, что подобные представления стали устраивать и в других местах.[24][26]
В 16-м веке в северной Италии появились грандиозные представления- spectaculi. Они включали не только танцы, но и конные представления и битвы. Екатерина Медичи принесла интерес к танцам во Францию. Она же была первым спонсором балетов, и устраивала грандиозные spectaculi . Одним из заметных был «Польский балет» (Le Ballet des Polonais), который был поставлен к визиту польских послов в 1573 году.
Первые балеты включали не только танцы, но и разговоры и элементы драмы. Постепенно танец вытесныл из балета элементы драмы. Во Франции балет сформировался как отдельный жанр. Балетные представления теперь давали не только при дворе, но и в театрах. Дворяне, включая Людовика 14-го, исполняли в балете роли разной важности.
В 1585 году в Вероне открылся театр Олимпико с просцениумом.
Последующая история[править | править исходный текст]
См. также: Елизаветинская драма, Натуралистическая драма, Реалистическая драма, Мелодрама и Театр итальянской комедии (Париж)
Театр Востока[править | править исходный текст]
См. также: Театр теней, Но, Кабуки, Китайский театр, Юаньская драма, Пекинская опера, Театр Тео, Кукольный театр на воде и Театр Кайлыонг
В театре Востока сохранились древние архаичные традиции драматического, кукольного, музыкального театров. Это одинаково верно и для театра Индии, театра Японии, Китая, Вьетнама, театра Индонезии.
Театр в России[править | править исходный текст]
Основная статья: История театра в России
См. также: Императорские театры Российской империи, Ежегодник императорских театров и Театры России
В России театр родился поздно — лишь во второй половине XVII века. Однако в православной церкви были приняты инсценировки отдельных служб - Пещное действо и Шествие на осляти. Эти обряды совершались не позднее,чем с начала XVI столетия [27]. Скоморошество, зародившееся ещё в XI веке, жестко осуждалось Церковью и было официально запрещено в 1648 году указом Алексея Михайловича[28], города не обладали достаточной самостоятельностью, чтобы своими силами устраивать представления, аналогичные западноевропейским мистериям, — театр в Россию был импортирован из Западной Европы[2]. В 1672 году был создан первый придворный театр, однако просуществовал всего несколько лет. К этому же времени относится возникновение так называемого «школьного театра» — театра при духовных учебных заведениях; первое упоминание относится к 1672 году, когда в Киево-Могилянской академии была поставлена мистерия «Об Алексее человеке Божием»[29]. В 1687 году в Москве была основана Славяно-греко-латинская академия, при которой также был создан театр[29].
Виды театра[править | править исходный текст]
Драматический театр[править | править исходный текст]
Основная статья: Драматический театр
В отличие от других видов театра постановки драматического театра основаны на литературных драматических произведениях. К драматической литературе относятся драма, комедия, трагедия, трагикомедия[30], мистерия, водевиль[31], фарс[32], мелодрама[33][34]. Важную роль в драматическом театре играет режиссёр, который на основе собственной интерпретации литературного произведения руководит работой всего коллектива.
Опера[править | править исходный текст]
Основная статья: Опера
Опера — вид театрального искусства, в котором сценическое действие тесно слито с музыкой — вокальной и оркестровой[23]. В опере объединяется сольное и хоровое пение, различного рода ансамбли, симфонический оркестр, декорации и костюмы а также балетные сцены.
Существуют такие жанры, как большая опера, комическая опера (opera-buffa в Италии, opéra-comique во Франции, Singspiel в Германии, Тонадилья в Испании, балладная опера в Англии)[35], романтическая опера, опера-балет и др. Жанр комической оперы повлиял в 20-ом веке на формирование таких жанров, как оперетта, мюзикл, музыкальная комедия[35].
Оперные постановки обычно осуществляются в специально оборудованных оперных театрах.
|
|
|
|
|
|
отзыв
|
28.11.2013 в 23:17
|
|
Написал(а): сергей
|
положительный
|
прочитал отзывы но всетаки решил сходить на собеседование на курьера. новочеркасский проспект две с половиной недели работаю там курьером. сначоло положительное!
1.деньги платят каждый день !!! никакого развода там нет, отвез заказ заработал 300 р. отвез 7 заказов заработал 2100
2.познакомился и увидел много знаменитостей и политиков. клиенты у них действительно крутые.
3. руководство-адекватное, относится с пониманием.
4. ребята и девченки позитивные и светлые. еще нигде не встречал такой сплоченный и энергичный коллектив.
теперь отрицательные стороны!!!!
1.ненормированный рабочий день. могут отправить на закз в кириши в 20-00 вечера!!!! не поедиш-уволят.
2. официально не устраивают. а если устраивают то там нужно пахать сутками
|
|
|
|
|
|
практика
|
25.11.2013 в 15:09
|
|
Написал(а): аноним
|
нейтральный
|
|
александр (заметьте с маленькой буквы) ничего личного просто вы так и подписались. дак вот александр Вениаминович. можно я буду называть вас Игорь ? мне так привычнее ) сколько хотите рвите на себе рубашку я понимаю это ваше детище но компания – лохотрон, такие артисты как Безруков. Хазанов. Сухоруков. Аронова Гаркалин . Миронов МЕНЬШИКОВ ЧУЛПАН ХАМАТОВА МАРАТ БАШАРОВ с вашим агенством работают как с крупным перекупщиком. у вас кстати замечательная методика накрутки цен за места в зале, хватает и работникам впахивающим с 8 утра до позднего вечера и за аренду выплачивать хватает. Вот только когда дела идут совсем не феерично не чураетесь даже клиентов позвонивших на телефон компании оформлять минуя самих работников
|
|
|
|
|
|
Страницы:
1 2 3 4 5 6 7 8
|
|
|
|
|
|
|
|
, являются обязательными для заполнения.