Космология. Новые горизонты

 1-я лекция (эфир 26 мая 2010 года)

Видео программы из цикла "ACADEMIA". Кандидат физико-математических наук Александр Владимирович Иванчик расскажет о звездах, черных дырах, экзопланетах, о том, что обнаружили специалисты в процессе новейших исследований Космоса.

http://www.tvkultura.ru/news.html?id=452650

Стенограмма 1-й лекции Александра Владимировича Иванчика, вышедшей в эфир на телеканале «Культура» в рамках проекта "ACADEMIA": 

Добрый день! Садитесь, пожалуйста. Я рад вас сегодня видеть здесь, и сегодня я хотел бы вам рассказать лекцию о космологии, которая… название которой видно – «Современная космология». 
Космология – это наука, которая изучает такой объект как Вселенная в целом, то есть, наука, занимающаяся изучением Вселенной, динамикой ее развития, применительно, так сказать, к этому конкретному объекту.
Сама космология зародилась, ну, скорее всего, тогда, когда человек стал задаваться вопросом, кто он есть, и что он представляет из себя в этом мире, и что такое есть этот мир? И датируются первые…датировка первых представлений о космологии идет, приблизительно, два с половиной тысячелетия назад. Но я хочу рассказывать не об истории космологии, а о её современном состоянии. Современное состояние космологии, как науки физико-математической, которую изучают уже как отдельный раздел астрофизики, можно сказать, уже физики, она началась, так сказать в современном ее представлении в начале прошлого века с очень знаменитых и довольно, ну, так сказать, один человек даже узнаваем по фотографии, это Альберт Эйнштейн, который в 1916 году сформулировал общую теорию относительности, которая вообще перевернула представление о мире, Ньютоновские представления о мире, существовавшие на тот момент. 
Он сформулировал Общую теорию относительности, которая говорила о том, что пространство, Ньютоновское пространство больше не существует, статичное, неизменное, не существует. Пространство стало представлять из себя динамический объект, который, может быть, развиваться во времени, может быть не статичным, может изменять свои характеристики со временем, может быть кривым в том числе.
Следующее имя, которое может ассоциироваться с современной космологией, это Александр Александрович Фридман, советский в то время ученый, 1922 год. Он работал в то время в Петрограде. Этот человек решил уравнение Общей теории относительности непосредственно ко всей Вселенной, что до него еще никто не делал. Ну, разница в годах не очень большая, 1922 год – 1916, вот он взял уравнения Общей теории относительности, которые были выписаны Эйнштейном, и решил их. Решения были сами по себе тоже довольно революционны. 
То есть Общая теория относительности, которую предложил Эйнштейн, была революционным представлением о геометрии и обо всем мире, решения, которые получил Фридман, тоже были революционными, настолько революционными, что сам Эйнштейн не поверил в это решения, и ввел в свои уравнения дополнительное слагаемое, которое, так сказать, изменяло решения Фридмана, возвращало представление о Вселенной на тот момент времени. Впоследствии введение этого слагаемого – оно называется лямбда – членом Эйнштейна – он назвал самой большой своей ошибкой в жизни.
Ну, и третье, наконец, имя, так сказать, начало века, которое положило развитие космологии уже как настоящей науки, как не философское мировоззрение, а настоящей науки, это им Хаббла, который открыл Закон разбегания галактик, или закон расширения Вселенной. 
Значит, суть этого закона, теоретически предсказанного Фридманом, заключалась в том, что геометрия Вселенной может быть нестационарной, то есть, представления Эйнштейна о Вселенной, которые отражали представления всех людей на тот момент времени, а именно, что Вселенная статична, с ней ничего не происходит, мы живем в галактике, которую населяют звезды. Эти звезды находятся на своих местах, ну, за небольшим исключением – их маленького движения по пространству. Вот такое было представление о Вселенной, корнями уходящее к представлениям Ньютона, Кеплера, Коперника. 
Фридман же, так сказать, решив уравнения Эйнштейна, показал, что на самом деле Вселенная может быть нестатичной, она может изменяться, она может расширяться. И это было очень удивительно для того момента, потому что не галактики двигаются по пространству, а пространство, рождающееся между галактиками, приводит к эффективному увеличению расстоянию между ними. То есть, само пространство меняется, изменяется и эффективно это выглядит, как разбегание галактик.
Так вот, Эйнштейн, который не поверил в это разбегание галактик, и ввел дополнительное слагаемое, вынужден был от него отказаться в 1922-ом году, когда Хаббл обнаружил это разбегание, когда Хаббл это разбегание обнаружил. Чуть позднее я покажу картинки, которые, так сказать, были получены Хабблом. 
Следующая диаграмма показывает теоретические представления об Общей теории относительности и применение этой Общей теории относительности к непосредственно решению уравнений для Вселенной. Значит, выписано довольно сложная конструкция, между которой, между левой и правой частью стоит знак равенства. В левой части, где стоит тензоры, так называемые тензоры кривизны, - это функции, которые характеризуют кривизну пространства, его свойство. Это то, что стоит с левой части уравнения. С правой части уравнения стоит тензор энергии импульса - это что характеризует свойство материи, ее свойства, ее движение, и между ними стоит знак равенства. Это означает, что и материя может изменять геометрию, и геометрия, в свою очередь, изменяясь, может изменять как свойства материи, так и то, как она движется. 
То есть, концепция ньютоновская после вот этих вот решений, отошла в сторону, и движение планет уже осуществляется не потому, что между Солнцем и Землей, там, так сказать, Меркурием и Землей существует сила притяжения, а потому что Солнце искривляет пространство таким образом, что планета, свободно двигаясь в этом пространстве, будет двигаться вокруг Солнца. И это заключено как раз вот в этих уравнениях. То есть, одна сторона – геометрия, другая сторона – материя. Вот они, так сказать, друг в друга… друг другу эквиваленты и могут друг друга менять, взаимно, так сказать, воздействовать друг на друга. 
При этом, вот Эйнштейн, глядя на эти уравнения, получал некие статичные решения. Для этого он и ввел третье слагаемое с левой части, где стоит греческая буква лямбда, - это как раз то, что ввел Эйнштейн руками для того, чтобы подобрать это слагаемое руками ровно таким способом, чтобы геометрия Вселенной была статичной, не меняющейся. 
А вот Фридман от этого члена, так сказать, отказался. Он его не вводит руками. И в результате у него получилось решения для Вселенной расширяющейся. 
И вот в 29-ом году, наблюдая удаленные объекты, Хаббл заметил удивительный закон. Он заметил такую вещь, что, чем дальше объект находится от нас, нижняя ось дистанции до объекта, тем с большей скоростью он от нас удаляется. Вот это вот, так сказать, экспериментальные точки, которые видны на графике, они могут быть, так сказать, проэкстраполированы прямой, которая называется Законом Хаббла, Законом расширения Вселенной, Законом Хаббла. И этот закон записывается в простой форме. Скорость расширения, скорость разбегания галактик или удаления объектов пропорционально расстоянию, умноженное на константу пропорциональности. Впоследствии эта константа начала называться Константой Хаббла.
Величина, которую определил Хаббл, была определена с большой систематической ошибкой. Современное ее значение намного более точное, а ошибка Хаббла была связана с тем, что представления о Вселенной были довольно примитивные. Тогда думали, что мы находимся в одной галактике, в которой есть только звезды. И не было известно, что таких галактик, на самом деле, во Вселенной миллиарды, что наша галактика – это всего лишь один из гигантских островных звездных островов, которые находятся в необозримых просторах Вселенной. Таких галактик, на самом деле, не одна, а очень, очень много. 
И вот Хаббл, не зная этого, наблюдал эти галактики. Но он думал, что это туманности. Поэтому расстояние до них он делал, так сказать, слишком маленьким, в результате вкралась систематическая ошибка в Закон Хаббла. Но сейчас этот закон выглядит уже, с точки зрения современных методов наблюдения, существенно более точно. 
На этой картине показано современное наблюдение, то, как наблюдают сейчас Закон Хаббла в настоящий момент. Вот, внизу, в левом нижнем углу изображен маленький, маленький голубой квадратик – это тот диапазон параметров, в котором Хаббл и наблюдал свои галактики. Вот сейчас экспериментальная техника и возможности видеть объектов намного, намного, так сказать, простирается на более далекие расстояния, больше, намного большая чувствительность, объекты видят на расстояниях порядка сотен и даже тысяч мегапарсек, в то время как Хаббл наблюдал расстояние до десятков мегапарсек.
Что такое мегапарсеки? Мегапарсеки – это расстояние .. десять мегапарсек – это характерное расстояние между галактиками, соответственно, вот эти расстояния сотни до тысячи мегапарсек – это расстояния, в которые включены в объем, вот в эти объемы включены сотни галактик. 
Хаббл, конечно, наблюдать их не мог, у него не было в тот момент ни аппаратуры, ни техники, какая есть сейчас. В результате закон уточнился. Сейчас он известен с очень хорошей точностью. Постоянная Хаббла записана вверху. Ее значение 72 километра в секунду на мегапарсек. То есть, галактика, которая находится от нас на расстоянии один мегапарсек, удаляется от нас со скоростью 72 километра в секунду. Галактика, которая находится на десяти мегапарсеках, удаляется от нас со скоростью 720 километров в секунду, и так далее. 
Вот эта картинка показывает современное состояние космологии, и состояние космологии на начало прошлого века. В начале прошлого века Общая теория относительности Эйнштейна, уравнения Фридмана, решения этих общих уравнений Эйнштейна, э… уравнение Общей теории относительности, и закон Хаббла с систематической ошибкой 500 километров в секунду. 
На второй панельке, конечно, немножко мелковато, но просто видно, какое количество современных значений для какого количества параметров, которые описывают Вселенную, известны сейчас и с очень хорошей точностью. Точность определения огромного числа параметров лучше одного процента. 
Мы сегодня знаем о Вселенной, как она расширяется, ее возраст, скорость расширения в предыдущие эпохи развития, как формировались структуры. И вот эти все параметры известны с хорошей точностью и определяются различными методами, и методами наземной астрономии, методами космических экспериментов. Астрономия наземная и космическая наблюдает различные объекты в разных диапазонах. 
Прощу прощения за задержку… И при этом проявляется очень любопытный феномен. Чем больше мы сейчас изучаем Вселенную, чем больше мы о ней знаем, тем темнее она становится. Ну, тем не менее, конечно, в кавычках, это сленговое выражение, потому что в современной космологии приняты такие высказывания, которые изучают как «темная энергия, темная материя и темные эпохи».
Что это такое, так сказать? Вот немножко картинка, которая показывает, какими способами и как далеко мы можем видеть Вселенную. Используя теоретические представления, современные теоретические представления, используя различную экспериментальную технику, мы видим Вселенную сейчас практически с момента ее рождения, практически с момента большого взрыва, начиная от нескольких секунд, когда происходили процессы первичного рождения химических элементов, которые называются «первичным нуклеосинтезом». Потом мы видим довольно хорошо сейчас этап, который был после 400 тысяч лет развития Вселенной. Это так называемая Эпоха первичной рекомбинации и формирования реликтового излучения. Потом мы видим эпохи формирования первых звезд, первых галактик, первых скоплений галактик. И это происходит приблизительно на масштабе один миллиард лет. 
И, наконец, мы видим то, что мы видим сейчас вокруг себя, зная, что Вселенной порядка 14 миллиардов лет. То есть, на самом деле, знания о Вселенной сейчас очень сильно отличаются от того, что знал в свое время Эйнштейн. Мы знаем и очень хорошо знаем, как эволюционировала Вселенная от первых секунд ее рождения до настоящего времени. Но, тем не менее, так сказать, зная очень много, остается очень много и темных пятен во Вселенной. 
И представления о том, что вот сейчас мы узнаем что-то, и все станет ясно, они не всегда оправдываются, чем больше мы узнаем, тем больше неизвестного и интересного во Вселенной выявляется для дальнейшего изучения.
Какие представления о том, чем заполнена Вселенная на сегодняшний день? Ну, известно, что во Вселенной присутствуют реликтовые излучения, радиация. И вклад радиации в настоящий момент – это меньше пяти тысячной процента, то есть радиация заполняет практически всю Вселенную, но по энергетике ее вклад практически ничтожен. Что было не так совершенно на ранних этапах развития Вселенной. На ранних этапах развития Вселенной радиация доминировала. 
А стандартная материя, из которой состоим мы, химические элементы, из которых состоят планеты, из которых состоят звезды, из которых состоит межзвездный и межгалактический газ, составляет всего 4 процента. То есть, привычная нам материя – протоны, нейтроны, состоящие из них ядра, состоящие из ядер и электронов атомы, из атомов состоящие молекулы – это все всего лишь 4 процента от вещества энергии, которая содержится во Вселенной. Все остальное 96 процентов – это какие-то другие формы материи, до сих пор нам неизвестные. Соответственно, очень много зная о Вселенной, как она эволюционирует и так далее, у нас появились новые вопросы, на которые отвечать будут, так сказать, следующие эксперименты по космологии, по физике элементарных частиц, по теоретической физике.
Но, чтобы понять, как мы подошли к этому, нужно объяснить, какие ключевые эксперименты позволяют нам определять,.. наиболее точно дают нам космологическую информацию? 
И следующим этапом развития космологии стал 48-ой год. Значит, вот Хаббл, конец 29-го года – это то, что так сказать, Вселенная подчиняется общим теориям относительности, уравнения общей теории относительности. Она не стационарна, она расширяется, но вот в 48-ом году бывший наш соотечественник в 48-ом году он живет в Соединенных Штатах Америки, Георгий Гамов, он работал вместе с Ландау и учился, потом работал некоторое время вместе с Ландау и Иваненко в Санкт-Петербурге, в физико-техническом институте. Он был аспирантом. Потом он уехал в Штаты. 
Вот, зная, что во Вселенной есть радиация, он понял, что на очень ранних этапах эта радиация должна доминировать, причем настолько сильно эта радиация разогревается, что, когда Вселенная, характеризуемая параметром – вот он здесь представлен в виде буквы зет, это так называемое космологическое красное смещение. А смысл его заключается в том, что он показывает, этот параметр показывает, насколько Вселенная была меньше в прошлой эпохе, чем сейчас. Вот здесь стоит циферка 10 в девятой, то есть, в миллиард раз. 
Вот, когда Вселенная была меньше в миллиард раз, чем сейчас, радиации в ней было столько много и излучения по своим характеристикам – плотность энергии – содержала столь большую, что оно разрушало все молекулы, все атомы, все ядра даже, которые существовали и состав вещества был – это было горячее протон-нейтронно-электронная плазма, которую в этом состоянии поддерживало фоновое излучение, которое в данный момент, в момент 14 миллиардов лет назад, доминировала и не позволяла протонам и нейтронам соединяться, чтобы образовывать химические элементы.
Но, поскольку Вселенная расширяется, то есть, вот она родилась, в первые несколько секунд, она очень и очень горячая, но дальше расширяясь, Вселенная охлаждается, то с какого-то момента протоны начали слипаться с нейтронами, образовывать более тяжелые элементы: дейтерий, гелий, и еще более тяжелые элементы, начали формироваться, так сказать, первые элементы таблицы Менделеева.
На тот момент теория, естественно, и практика были не столь хорошо известны, как сейчас, и они были еще довольно сильно засекречены, потому что этот момент, когда создается атомная бомба, поэтому процессы ядерной реакции, ядерные процессы, они все в тот момент засекречены, имеются только самые общие представления. 
Гамов не допущен к манхеттенскому проекту, поэтому он не имеет информации о реакциях, точных значениях в сечений реакций, и реакций ядерных элементов, но, тем не менее, некие простые представления позволяют ему оценить какой должна была бы быть первичный химический состав Вселенной и температура излучения сегодня. 
Вот эта картинка – уже современный расчет, расчет выхода химических элементов. Вселенная расширяется в моменты порядка первые три минуты, есть книжка такая знаменитая у Вайнберга, происходит процесс с первичного нуклеосинтеза, когда из совершенно простой по форме материи, протонов и нейтронов, формируются более тяжелые элементы. И вот после трех минут Вселенная расширяется настолько, что ядерная реакции протекли и остановились. Дальше они уже тоже не текут. То есть, Вселенная стала довольно разреженной, частицы не успевают сталкиваться, она остыла. Они сталкиваются с маленькими энергиями, поэтому больше ядерные реакции не протекают. 
И что мы видим, какая, так сказать, химия Вселенной на тот момент, после первого… после первых минут «Большого взрыва»? Химия очень простая – 90 процентов по количеству атомов это атомы водорода, 10 процентов – это атомы гелия. Следующий тяжелый элемент – дейтерий, его всего десять в минус пятой. Следующий элемент еще меньше. То есть, Вселенная представляет из себя очень простую по химии структуру – это водород и гелий, и больше ничего. 
Можно задать вопрос, так сказать, а что тогда такое мы, откуда мы взялись? Мы состоим из углерода, кислорода, магния и, так сказать, практически всей остальной таблице Менделеева, откуда же взять все эти химические элементы? Они берутся в результате эволюции звезд, когда зажгутся первые звезды, то есть, когда Вселенная остынет настолько, чтобы газ смог клампироваться и создавать первые звезды. Эти первые звезды, сгорев, взорвутся. В момент горения они пережгут водород, пережгут гелий, образуется углерод, кислород, магний, и практически вся таблица Менделеева до железа. Железо является наиболее устойчивым ядром. 
В момент взрыва будут образованы еще более тяжелые элементы за железом. После этого эти тяжелые элементы, после того, как первая звезда взорвалась, образуются… ну, эти процессы, конечно, довольно длинные. Первые звезды жили порядка нескольких сотен миллион лет, следующие звезды будут жить миллиарды лет, ну, так вот после взрывов первых звезд, образуются вторые звезды. 
Вот наше Солнышко и планета наша, на которой мы живем, это звезда второго поколения, а мы, соответственно, представляем из себя пепел звезды первого поколения, то, из чего мы состоит, горело в звезде первого поколения. Мы представляем из себя прах звезд. 
Следующая картинка, которая позволяет объяснить, как изучается химический состав. То есть, чтобы сравнить теоретические предсказания первичного нуклеосинтеза, которые, так сказать, были заложены исходом гаммовым и которые сейчас очень хорошо известны, нужно, вообще-то говоря, померить во Вселенной содержание первичных элементов, чтобы понять, а каковы были условия на ранних этапах развития Вселенной, как происходит изучение химических элементов во Вселенной?
Вот есть такие уникальные объекты, которые называются квазарами. Наша галактика и, наверное, скорее всего, как это считается сейчас, все галактики другие проходили в моменты своего рождения этапы, когда их ядра, которые состоят из сверхмассивных черных дыр, при этом, надо, так сказать, понимать, это я сейчас так говорю «сверхмассивные черные дыры», а на самом деле в ранние этапы, когда Эйнштейн написал свои уравнения, черные дыры – это решение уравнений Общей теории относительности, это решение уравнений Эйнштейна, это вещь довольно не тривиальная. Так вот, в галактиках практически в каждой существуют сверхмассивные черные дыры, и на начальных этапах развития галактик они были активными. Они активно затягивали в себя звезды, они активно их сталкивали. Сталкиваясь, звезды взрывались. Они своей гравитацией разрывали эти звезды. Они закручивали газ, который нагревали до огромных температур. И разогретый газ начинал светить. И светил он в десятки, в сотни, в тысячи раз ярче, чем светила вся родительская галактика. 
А что это означает? Это означает, что такие объекты можно видеть с самых далеких расстояний, практически на краю Вселенной. И вот сейчас наблюдают такие объекты – квазары, которые являются активными ядрами галактик, их наблюдают на больших расстояниях, на расстояниях, которые покрывают практически все пространство Вселенной. И свет, который идет от этих галактик к нам, он идет, во-первых, 14 миллиардов лет, а, во-вторых, когда он идет, он протыкает галактики, которые лежат на пути у него, то есть, на пути между квазаром и наблюдателем. И этот свет, проходя через эти галактики, взаимодействует с излучением, с веществом излучения от квазаров взаимодействует с веществом. Взаимодействие с веществом приводит к тому, что в спектре квазара появляются абсорбционные линии, детали, которые впечатываются от этой галактики. Причем, каждые эти линии впечатываются в том месте, где по расстоянию и по времени находится галактика. 
То есть, проткнув какое-то количество галактик, межгалактических облаков, облаков в самих галактиках, все эти абсорбционные линии будут вставать на свое место в этом спектре. Соответственно, когда мы сейчас изучаем спектр квазара, мы видим, по сути, пространственно-временную фотографию нашей Вселенной. Изучая эти абсорбционные детали в лаборатории на Земле, и сравнивая эти детали с тем, что мы видим в спектрах квазаров, мы можем сказать, каковы были физические условия на ранних эволюции Вселенной, из чего состояли ранние галактики, из чего состояло раннее межзвездное вещество, какие были физические условия, температура, скорости в этих объектах. 
И вот изучение этого позволило определить химический состав первичного межзвездного вещества, количество дейтерия в нем, и позволило определить барионную составляющую нашей материи. Барионы – это протоны и нейтроны, то есть, стандартную обычную материю. И это как раз анализ первичного нуклеосинтеза теории и наблюдения, их сравнения позволили сказать, что обычного вещества во всей Вселенной 4 процента. 
Следующая картинка иллюстрирует, как наблюдают спектры квазаров? Наблюдать их тоже не очень просто. Наблюдать их не очень просто, потому что это очень далекие объекты. Соответственно, чувствительность, чтобы их наблюдать, несмотря на то, что они яркие, чувствительность фотоприемной аппаратуры должна быть очень, очень сильной. 
Вот, так сказать, в хронологическом порядке я показываю самые крупные телескопы, на которых наблюдались спектры квазаров с уже полезной получаемой информации из них. Вот это российский телескоп. Это 6-метровый телескоп до 94-го года являвшийся самым крупным телескопом оптическим, самым крупным оптическим телескопом в мире. Это зеркало, диаметров в 6 метров. Вот это здание по высоте, так сказать, превосходит здание пятиэтажного дома. А огромное сооружение…
В 94-ом году в строй вступили американские телескопы Кека (Keck) на Гавайях– это телескопы десятиметровые, с десятиметровыми мозаичными зеркалами, то есть, это так сказать, уже болев высокий класс телескопов. И, наконец, чуть позднее появились 80-метровые европейские телескопы. 
Надо сказать, что на каждом из этих телескопах, и даже по времени их создания, применялись самые современные экспериментальные разработки. 
То есть, например, если Хаббл, когда исследовал и смотрел в свой телескоп, то он снимал изображение галактик на фотопластины, то, уже, начиная приблизительно вот где-то лет 20 назад, фотоизображение объектов астрономических начали снимать на CCD-матрицы, это устройство, аналогичное устройствам, которые сейчас стоят в электронных фотоаппаратах. Они намного чувствительнее фотопластинок. На этих телескопах, естественно, стоят CCD-матрицы класса намного выше, чем стоят в обычных фотоаппаратах. Вот. И они предназначены для того, чтобы повысить эффективность фотоприемной аппаратуры. Ну, так сказать, огромное количество других новшеств там было введено, вплоть до адаптивной оптики на 8-метровом телескопе, когда 8-метровое зеркало, на самом деле, довольно гибкое, подгибается сенсорными устройствами для того, чтобы достигнуть дифракционных пределов в режиме он-лайн, когда наблюдают за звездой, изображение звезды на компьютере обрабатывается мгновенно. Компьютер выдает информацию на эти сенсоры, которые дополнительным образом гнут зеркало для того, чтобы это зеркало собирало изображение как можно сильнее в точку, чтобы достигнуть дифракционных пределов. То есть, эти телескопы не только, так сказать, в классическом представлении телескопы, как труба, в которую смотрят глазом, но еще применяется в них самая современная техника, которая позволила очень, очень сильно продвинуться. 
И вот это позволило в итоге, это позволило в итоге сделать вот такое вот утверждение о том, что стандартная материя, которая заполняет нашу Вселенную, - это всего 4 процента от того, что во Вселенной находится. 
Ну, соответственно, вопрос: а что же еще тогда находится во Вселенной? Первые намеки на то, что во Вселенной есть еще какие-то формы материи, скрытые формы материи, они возникли в 30-х годах прошлого века, когда изучались скопления галактик, то есть, когда уже поняли, что существуют галактики, существуют скопления галактик, по их гравитационному взаимодействию, по тому, как они двигаются в скоплениях эти галактики, по дисперсии скоростей стало понятно, что они не могли бы так двигаться, если бы гравитация была обусловлена только ими. Значит, что-то должно гравитационно связывать их еще сильнее? Но при этом наблюдения в тот момент не показывали, что это такое?
Ну, можно было думать, что чувствительности наблюдениям не хватает. Но дальнейшие исследования показали, что чувствительность, повышение чувствительности тоже не показывает, так сказать, что же это такое, что приводит к тому, что галактики у нас двигаются так, как они двигаются. 
В 70-х годах была обнаружена еще одна удивительная вещь. Не только скопление галактик, но и сами галактики. Движение в нашей галактике, Солнце движется в спиральном рукаве со скоростью порядка 200 километров в секунду, звезды двигаются, газ двигается. Сейчас умеют восстанавливать скорости, с которыми двигаются звезды, газ, и видят такую вещь. Значит, если бы работали законы Ньютона, законы Кеплера, то по видимому излучению кривые, так называемые, вращения галактик должны были - вот нижняя пунктирная теоретическая кривая – это то, что по видимому излучению должно было происходить со звездами, то, как должны были двигаться звезды и газ в галактиках.
На самом деле они двигаются вот по верхней кривой, скорости их вращения намного, намного больше. Это означает, что в галактике, помимо газа, помимо звезд, существует еще что-то, что мы по каким-то причинам не видим, но, тем не менее, оно весит, гравитирует, и разгоняет по орбитам с большими скоростями звезды и газ. 
И одно из объяснений – это новые формы невидимой материи, которые, как сейчас думают, наиболее вероятно, это некоторые реликтовые частицы, которые сейчас выходят за рамки стандартной модели строения вещества. То есть, вот есть стандартное строение вещества. Мы состоит из кварков, электронов, нейтрино, то есть, кварки соединяются в протоны, нейтроны, протоны, нейтроны соединяются в ядра, ядра вместе с электронами образуют атомы, атомы образуют молекулы, и дальше, так сказать, вся эта сложная конфигурация образует то вещество, из которого состоим мы и которое мы видим вокруг себя. Вот, соответственно, должны существовать, наиболее вероятное объяснение – должны существовать частицы, которые находятся вне рамок этого стандартного представления. И эти частицы очень слабо с нами взаимодействуют, но гравитационно они создают гравитационный фон, который для галактики, например, в 5, в 10 раз больше, чем обычное вещество. Для скопления галактик это, ну, порядка в 20 раз больше, чем обычное веществ.
Есть еще один вариант объяснить вот эти вот неправильные кривые роста – это отказаться от закона Ньютона, сказать, что он не верный, что он верен только на Земле. Что яблоко только на Земле падает с яблони вниз, и по такому закону, по которому оно падает. А вот, если мы пойдем на большие расстояния, на расстояния галактик, то там гравитация изменится. И вот эти вот измененные гравитации сейчас - это второе, вторая ветвь направления развития, так сказать, в изучении темной материи, называется монд-теориями, то есть, модифицированная ньютоновская динамика. 
Ну, если сейчас сравнивать, так сказать, всех ученых в мире, которые занимаются реликтовыми частицами и мондом, то это соотношение приблизительно 80 на 20. то есть, 80 считает процентов, что это реликтовые частицы, слабовзаимодействующие с нами, новые частицы. Которые нужно еще открыть, обнаружить. Ну, 20 процентов народа занимается модификацией ньютоновской гравитации.
Следующая форма энергии, которая должна заполнять Вселенную, может заполнять Вселенную, значит, темная материя – это вещество, которое гравитирует и в состоянии квампироваться, то есть, в состоянии образовывать галогалактик, в состоянии образовывать скопление галактик, то есть, вот темное вещество сначала создать галогалактики, в которые упадет обычное барионное вещество, из которого образуются звезды, планеты и мы, после того, как она сформирует галактики. 
Но вот, оказалось, что его тоже недостаточно для того, чтобы понять, так сказать, почему наша Вселенная такая, как она такая? Его всего 25 процентов, темной материи. 75 процентов – это так называемая темная энергия, которая тоже гравитирует, но особым образом. Она гравитирует, но при этом она не состояния квампироваться, как темная материя. Она заполняет Вселенную абсолютно равномерно. И при этом знак ее гравитации отрицательный, то есть, мы знаем, что у нас гравитация имеет один единственный знак, у нас все ко всему притягивается. 
И нет никаких объектов, которые бы отталкивались друг от друга. Так вот темная энергия обладает свойством именно антигравитации. Это форма материи, которая заполняет абсолютно равномерно всю нашу Вселенную. Обладает уникальным уравнением состояния вещества, давление ее отрицательно, и эффективно оно вызывает антигравитацию и приводит к еще одному удивительному факту, который стал известен только в последнее десятилетие. 
Когда все согласились, что уравнения Фридмана должны приводить к нестационарной Вселенной, которая расширяется, всем также было понятно, что эта Вселенная может расширяться только с замедлением из-за одного знака гравитации. Потому что все притягивается, поэтому это расширение идет с замедлением. 
Вот последние десятилетия было установлено, по наблюдениям очень, очень далеких взрывов звезд, это сверхновые звезды второго типа, вот по наблюдению этих сверхзвезд, взрыва сверхновых звезд было обнаружено, что в последние пять миллиардов лет наша Вселенная расширяется с ускорением, то есть, в ней есть антигравитация, которая обеспечивается новой формой материи, которую мы тоже не видим. Эту форму материи называют темной энергией. Ее около 75 процентов. 
И тут, так сказать, первое, про кого вспомнили, это снова про Эйнштейна. То, что он ввел слагаемое руками, то как он его ввел в уравнения, оказалось, что это слагаемое, если его перенести из одной части в другую часть уравнения, будет обладать именно таким свойством, отрицательной энергией. Оно будет имитировать вещество, равномерно заполненное во Вселенной с отрицательной энергией, и это вещество назвали вакуумоподобным веществом, квинтэссенцией. Скалярные поля могут имитировать это вещество. Скалярные поля могут имитировать это вещество, и получается так, что на сегодняшний день мы знаем намного больше о Вселенной, чем это знал Эйнштейн, вот. но, при этом, так сказать, у нас появились новые загадки, которые необходимо разъяснить – это темная материя и темная энергия, которые на сегодняшний момент мы не видим никакими способами, кроме через их…. кроме как через их гравитационное проявление. 
Какие есть возможности их увидеть? Возможности их увидеть, и этот последняя картинка, так сказать, этой лекции, возможности их увидеть предоставят будущие эксперименты, будущие в том смысле, что два этих очень знаменитых эксперимента уже запущены. То есть запущен космический эксперимент «Планк» в 2009-ом году. Он сейчас проходит рабочий режим испытаний, начинает набирать статистику наблюдений. И запущен другой объект, наверное, так сказать, известный вам, это Большой адронный коллайдер, который будет исследовать физику элементарных частиц. 
Соответственно, космический эксперимент «Планк», о котором я, возможно, расскажу, так сказать, в следующей лекции, он будет исследовать Вселенную, и смотреть ее свойства с еще более высокой точностью, чем это есть сейчас. Он сможет определить параметры намного более точнее, и некоторые новые параметры, которые смогут нам сказать и еще о более ранних этапах эволюции Вселенной. 
А эксперименты, которые будут проводиться на Большом адронном коллайдере, ну, самый, так сказать, известный ключевой эксперимент, который должен провести Большой адронный коллайдер, это обнаружение бозон Хиггса. 
Бозон Хиггса чем уникален? Это элементарная частица, которая является скалярной. Они обладает нулевым спином. Вот все частицы, так сказать, из которых построен сейчас наш мир, они обладают спином либо одна вторая, либо единица. Самая простейшая частица скалярная, у которой спин равен нулю, до сих пор не обнаружена, но она чрезвычайна необходима, поскольку она является ключевой для современных теорий физики элементарных частиц. Она является ключевой. Она в теории присутствует. Ее до сих пор не обнаружили на практике.
Вот Большой адронный коллайдер должен будет это сделать. И скалярность ее, отсутствие спина может позволить объяснить свойство темной материи, то есть, возможно, часть частиц типа Хиггса образуют темную материю. 
Еще одну частицу, которую может открыть Большой адронный коллайдер, это супер-симметричные частицы, это частицы, которые остались, сейчас могут присутствовать, от большого взрыва. И уникальность их как раз в том и заключается, что они практически с нашей обычной материей не взаимодействуют, но они очень тяжелые. И, соответственно, эти частицы, может быть, объяснят тайну темной материи. То есть, если бозон Хиггса будет открыт и свойства скалярных полей смогут объяснить темную энергию, то супер-симметричные частицы смогут объяснить свойства темной материи. 
Соответственно на этом, вот эту часть лекции я, так сказать, завершаю. А следующая лекция будет посвящена, как раз, космическим экспериментам типа «Планка», более ранним, и такому же, как «Планк», и еще детальным выяснениям космологическим параметрам. 
ВОПРОС: Вы сегодня упоминали о черных дырах во Вселенной, их, как мы знаем, довольно много… могут ли они нести какую-то угрозу для галактик, звезд, которые находятся на самом близком расстоянии от них? Спасибо.
ОТВЕТ: Значит, черные дыры, если и появились, то появились давно. Их открывают сейчас и понимают их свойства сейчас. Что касается сверхмассивных черных дыр, которые есть практически в каждой галактике, они несут, конечно, непосредственную угрозу для объектов, которые находятся близко к ним, потому что своим гравитационным полем они разрывают эти объекты, так сказать, засасывая близ лежащий газ, звезды, они их перемешивают настолько, что звезды разрушаются, взрываются и, ну, скажем так, обычный наблюдатель, вот как мы, присутствовать очень близко к черной дыре и к аккреционным дискам вот этим разваливающимся звездам, очень не рекомендуется у нас, так сказать, это будет очень опасно и с нехорошими последствиями. 
Что касается черных дыр массы порядка звездных масс, то их опасность в непосредственной близости к ним. То есть, если мы будем к ним ближе, чем три гравитационных радиуса, то есть, три радиуса звезды, тогда, тогда возникают нестационарные орбиты, и какими бы техническими средствами мы не обладали на космическом корабле, улететь от такой звезды мы не сможем. 
Но, находясь на орбите, например, Земли, если бы это была черная дыра, то вращаться вокруг такой звездной массы черной дыры мы могли совершенно спокойно, она бы выглядела, действительно, как черная дыра, и никак бы на нас не влияла бы, если бы опять-таки не межзвездный газ, который она засасывала бы на себя. Если бы его было очень много, то, разогрев его, она создавала бы очень жесткое рентгеновское излучение, которое наблюдают от таких объектов сейчас на Земле.
Поэтому, находясь на близкой орбите, мы бы, так сказать, гравитацию черной звезды, черной дыры воспринимали бы точно так же, как от гравитации Солнца, но вот излучение, которое создается вблизи ее разогретым ее газом, оно было бы для нас тоже губительным.
Что касается черных дыр, есть еще один класс черных дыр, но это уже гипотетический класс – это очень маленькие черные дыры, микроскопические черные дыры, которые возникают в теории квантовой гравитации. То есть они или нету, неизвестно. Но, скорее всего, они не опасны, потому что, если они создаются, то они очень быстро испаряются, то есть, они опасны не более, чем сталкивающиеся на большой энергии протоны, рождающиеся новые частицы, в малом количестве это не видно.
Более того, наша атмосфера постоянно подвержена воздействию космического излучения, которое, если такие черные дыры существуют, может рождать такие черные дыры в верхних слоях атмосферы, которые потом распадаются в виде потоков частиц попадают на Землю, создавая тот фон, который мы наблюдаем.
ВОПРОС Я бы хотела у вас спросить, что такое темная эпоха… 
ОТВЕТ: Да. Значит, сейчас я покажу этот слайд. Что такое темная эпоха? Ну, вот, если вы наберете в Интернете слово «темная эпоха», вам сразу же выпадет большее количество страниц на средневековые темные эпохи, и поэтому этот сленг, наверное, так сказать, немножко вводит в заблуждение. 
Темная она называется только потому, что в период времени от 400 тысяч лет до приблизительно одного миллиарда, когда Вселенная остывала, во Вселенной не было никаких структур, кроме примитивной материи, то есть, только водород, только гелий, никаких звезд не было, еще не успели, так сказать, гравитационно сформироваться объекты. Это означает, что просто светить было нечем, не было ни звезд, не было ни галактик, не было ни квазаров, которые могли бы светить, чтобы мы их могли видеть. То есть, просто это вот такой вот интервал времени, в котором, так сказать, нету никакого излучения. А мы, на самом деле, Вселенную изучаем в основном только, анализируя излучение в разных диапазонах. Там от гаммы, рентген, ультрафиолет, оптика, инфракрасные, радиодиапазонные метровые, миллиметровые, сантиметровые волны и так далее. 
Так вот там нет никаких объектов, которые светили в каком–либо из этих диапазонов, и поэтому, так сказать, мы там просто ничего не видим в этом диапазоне. Если, так сказать, появятся какие-то иные способы наблюдения, то есть, если будет развита нейтринная астрономия, ну, это сейчас, конечно, технически слишком далеко мы от того, чтобы что-то там может быть наблюдать или гравитационная астрономия, можно пытаться смотреть туда другими способами. Но тоже не факт, что мы что-то увидим. Для того, чтобы что-то увидеть, нужно, чтобы объект, который это что-то будет излучать хоть в какой-то форме на нас. Поэтому вот этот вот период и называется темной эпохой, когда нет ничего, что могло бы излучать и чтобы мы могли видеть.
ВОПРОС: У меня такой вопрос, как известно, Солнце это звезда?
ОТВЕТ: Да.
ВОПРОС: Как Вы уже упоминали, это звезда второго порядка. Вопрос такой, существуют ли звезды третьего порядка и существуют ли галактики, пригодные для жизни человека?
ОТВЕТ: Понятно. Значит, пытаются ответить на этот вопрос. Значит, Солнышко – это, только не второго порядка, а второго поколения. Есть звезды первого поколения, есть звезды второго поколения, а есть звезды третьего поколения, но третье поколение, оно на самом деле исторически неправильно названо. Они нулевого поколения, они все-таки самые первые, вот, в этом смысле самые, самые ранние звезды сверхмассивные. 
Что касается Солнца, Солнце – это звезда второго поколения, потому что оно состоит в основном сейчас из водорода, гелия, но в нем есть уже примеси тяжелых элементов, которые были образованы в результате взрыва предыдущей звезды, звезды первого поколения. 
Существуют миллиарды галактик, значит, они находятся очень далеко от нас. Задавать вопрос, может ли там существовать жизнь, проще задать вопрос, может ли существовать жизнь в нашей галактике, если она может существовать еще и в нашей галактике, так наверняка уже будет существовать и в другом разнообразии в других галактик. Сейчас вопрос этот задается, и, естественно, психологически тяжело смириться с тем, что мы одиноки во Вселенной, поэтому люди, которые занимаются этим с самого начала развития астрономии, вообще, просто верят в то, что жизнь в какой-то форме все равно где-то существует. 
Более того, сейчас развитие астрономии позволило обнаружить звезды, подобные нашего Солнца и увидеть рядышком с этими звездами планеты. Причем, планеты и по массам, и по орбитам очень близки к Земле. Это стало возможным только в последнее время, потому что наблюдать планеты очень тяжело. Планеты очень маленькие и не светятся. Поэтому, когда вы так сказать относите на расстояние звезды, которая сияет, вы звезды можете видеть с далеких расстояний. А уже у близкой звезды смотреть на планеты чрезвычайно тяжело. Поэтому это специальная техника, специальные эксперименты, которые сейчас существуют.
Но, тем не менее, существует вот раздел астрономии, который занимается непосредственно поиском планетных систем подобных Солнечной. И сейчас найдено таких уже около более десятков, то есть, звезд, подобных, таких как Солнце, в нашей окрестности, где есть планеты. Это означает, что таких звезд как наше солнечное с такими же планетами в нашей же галактике может быть очень и очень много, то есть, миллиарды. 
Вопрос образования на них жизни, ну, это вопрос уже по сложности уже следующего порядка. Для того, чтобы ответить, есть ли там жизни или нету жизни, ну, несколько вариантов есть, мы должны увидеть последствия этой жизни, то есть, наработку каких-то органических молекул, которые могли бы быть видны спектроскопическими какими-то способами. Либо, если это жизнь и цивилизация развита настолько, что она может подавать сигналы, ну, зафиксировать сигналы от этой цивилизации.
Но пока что, вот на сегодняшний момент никаких сигналов не зафиксировано. Вот поиски ведут. Поэтому, скажем так, с большой вероятностью исключить жизнь невозможно, но, понимаете, с точки зрения статистики, мы пока что единственная реализация, поэтому говорить о том, что вероятность большая в данном вопросе это почти бессмысленно.

ссылка на источник