Тень и полутень
Извините, немного похулиганил: это иллюстрация к роману Роджера Желязны «Джек из тени», или в оригинале «Jack of Shadows», что также можно перевести как «Валет теней».
Латинское слово umbra означает «тень», и используется в астрономии для обозначения той области, в которую не попадает свет от какого-либо источника из-за того, что на пути света находится какое-то препятствие – например, небесное тело. Тогда астрономы говорят о наступлении «полного затмения» в данной точке. Круглое небесное тело (планета), закрывающее круглый источник света (звезду), образует круглую тень.
Penumbra, «почти тень», полутень – область, в которую попадает некоторая часть света, поскольку препятствие закрывает источник не полностью. Наблюдатель в этой точке видит частичное затмение.
В англоязычной литературе также используется термин antumbra – «предтень». Если из точки наблюдения небесное тело, заслоняющее источник света, оказывается меньше его, наблюдатель видит «кольцеобразное затмение». Если достаточно долго двигаться в сторону затмевающего тела, в конце концов наблюдатель окажется в полной тени.
Теория Большого взрыва
В XVI веке до нашей эры жители Месопотамии представляли себе весь мир в виде плоского круглого диска Земли, плавающего в океане космоса. Уже после XV века до н.э. в индуизме появилась концепция зарождения Вселенной из «Золотого яйца» (Хираньягарбхи), порождённого хаосом. А греческие философы VI – IV веков до н.э. уже задавались вопросами множественности вселенных и спорили на тему геоцентризма или гелиоцентризма. Подобные споры продолжались и в средних веках.
В частности, одной из горячих теорий был темпоральный финитизм – представление о том, что время конечно в прошлом, то есть, всё имеет своё начало. Всегда находились сторонники и противники теории – как и сторонники и противники теории конечности Вселенной в пространстве.
Аристотель считал, что прошлое Вселенной бесконечно, и его труды пользовались уважением даже в средние века — однако сторонников финитизма в средние века было больше, поскольку тогда превалировала теория о «сотворении мира» — моменте появления Вселенной, до которого её не существовало.
Уже в XIII веке Роберт Гроссетест, теоретик и практик экспериментального естествознания, один из отцов научного подхода, написал трактат «О свете», в котором описал рождение Вселенной в результате взрыва и последующую «кристаллизацию» материи, сформировавшей звёзды и планеты в виде набора концентрических сфер, в центре которых расположена Земля. Трактат стал первой попыткой описать небеса и Землю при помощи единого набора физических правил и первой работой европейских философов на тему космогонии – происхождения и развития космических тел.
В XVII веке астрономы и другие натурфилософы рассуждали на тему фотометрического парадокса и пытались объяснить его разными методами. Парадокс заключается в том, что если бы мы имели бесконечную Вселенную с бесконечным количеством звёзд, то посмотрев в любую точку ночного неба, мы должны были бы упереться взглядом в какую-нибудь звезду – а, следовательно, ночное небо не должно было быть тёмным. Некоторые пытались объяснить темноту неба тем, что далёкие звёзды заслоняют от нас облака космической пыли (однако при таких вводных и облака должна были бы быть раскалёнными). Кеплер предпочитал объяснять это конечностью Вселенной.
Кроме Вселенной, порождённой из некоей точки, и, следовательно, имеющей начало, и Вселенной, существовавшей всегда (статической) есть и другие варианты. Впервые вариант циклической Вселенной предложил не астроном, а английский врач, натуралист, изобретатель и поэт Эразм Дарвин – дед того самого Чарльза Дарвина – в своей поэме. Его идею продолжил другой литератор, Эдгар Алан По в своей «поэме в прозе» под названием «Эврика». В ней По предложил разрешение фотометрического парадокса через конечность Вселенной, а также описал процесс зарождения Вселенной из «доисторической частицы», которую «божественная воля» рассеяла на атомы, разлетевшиеся по Вселенной под действием отталкивающей силы. После этого отталкивание должно исчезнуть, а сила притяжения возобладать, и Вселенная в итоге вновь должна вернуться в состояние «доисторической частицы», начав всё сначала.
В начале XX века благодаря развитию астрономии и спектроскопии американский астроном Весто Мелвин Слайфер определил, что практически все «спиральные туманности» (которые, как стало понятно позже, представляют собой далёкие галактики – такие же, как наш Млечный Путь) удаляются от нас. Красное смещение света от них было сложно объяснить в рамках теории статичной Вселенной.
Кроме этого, оказалось, что в рамках теории относительности Эйнштейна не было решений для статичной Вселенной. Метрический тензор предписывал ей либо расширяться, либо сжиматься. Эйнштейн, придерживавшийся идеи статичной Вселенной, решил, что ошибся в расчётах, и ввёл для компенсации этого явления космологическую константу. Но российский и советский математик, физик и геофизик Александр Александрович Фридман оказался чуть смелее и в 1922-м вывел решение уравнений ОТО для расширяющейся Вселенной. Так появилась вселенная Фридмана (метрика Фридмана — Леметра – Робертсона — Уокера).
Затем благодаря работам бельгийского священника, астрофизика, космолога и математика Жоржа Леметра оформилась теория расширяющейся Вселенной и появился закон Хаббла, который вскоре подтвердил наблюдениями и сам Хаббл – все удалённые космические объекты в среднем удаляются от нас со скоростями, пропорциональными расстоянию до них и между ними (которое оценивается из красного смещения их света).
Наблюдения совпали с решением ОТО Эйнштейна для гомогенного изотропного расширения пространства. Леметру стало ясно, что галактики не летят в разные стороны в существующую пустоту, а именно само пространство равномерно расширяется во все стороны. Так появилась концепция расширяющейся Вселенной. А раз всё вокруг отдаляется друг от друга, логично было предположить, что в прошлом все эти объекты были расположены ближе друг к другу. Отсюда вытекает, что вся материя и всё пространство взяли своё начало из одной небольшой точки, в которой произошёл взрыв. На первых порах Вселенная была настолько горячей, что состояла только из чистой энергии. И то, что «взорвало» Вселенную, было настолько мощным, что она продолжает расширяться вот уже несколько миллиардов лет. Так появилась теория, которую мы называем сегодня (с необходимыми дополнениями и уточнениями) теорией Большого взрыва. Незадолго до кончины Леметра его гипотеза была подтверждена открытием реликтового излучения.
В рамках теории Большого взрыва Леметра предполагалось, что крупномасштабные объекты Вселенной отдаляются друг от друга, ввиду чего на крупных масштабах Вселенная постепенно меняется. Эту теорию в дальнейшем продвигал Георгий Антонович Гамов — советский и американский физик-теоретик, астрофизик и популяризатор науки.
Однако многим (особенно до открытия реликтового излучения) нравилась теория стационарной Вселенной. Согласно ей, Вселенная по большей части остаётся неизменной, поскольку взамен разлетающейся во все стороны материи постоянно появляется новая. Эта теория удовлетворяла космологическому принципу, согласно которому каждый наблюдатель в один и тот же момент времени, независимо от места и направления наблюдения, обнаруживает во Вселенной в среднем одну и ту же картину. Эту теорию поддерживал и развивал Фред Хойл, британский астроном и космолог
Кстати, именно Хойл нарёк теорию Леметра «Большим взрывом», выступая как-то по британскому радио. Согласно популярной байке, такое название было несколько уничижительным для теории, однако сам Хойл неоднократно опровергал это, и говорил, что просто хотел как можно ярче описать разницу между двумя физическими моделями.
В 1950-х и 1960-х годах происходило постепенное накопление доказательств в пользу Большого взрыва. Например, квазары и радиогалактики встречаются тем чаще, чем они дальше расположены – а, следовательно, и находятся во всё более далёком прошлом. Внесло свой вклад и открытие реликтового излучения, которое было очень сложно объяснить с точки зрения теории стационарной Вселенной. В итоге наблюдения привели космологов к консенсусу – Большой взрыв был.
Приборы нового поколения, в частности космический телескоп Хаббла, и такие эксперименты, как COBE и WMAP, позволили подробнее изучить реликтовое излучение и убедили космологов в том, что лучшей теорией для объяснения его особенностей является теория, по которой Вселенная раньше была небольшой, плотной и горячей.
В 1998 году наблюдения за далёкими сверхновыми показали учёным, что расширение Вселенной ускоряется. Это подтвердили дальнейшие наблюдения за реликтовым излучением, а также изучение красного смещения крупных галактик. К 2000 году стало ясно, что геометрия Вселенной очень близка к плоской, в пределах погрешности.
В итоге, на сегодня у нас получается следующая картина. Вселенная «родилась» из невероятно горячей и плотной точки небольшого размера, свойства которой имеющиеся у нас законы физики описать не в состоянии. Но хотя её плотность значительно превышала ту плотность, в результате которой рождаются чёрные дыры, коллапса не произошло. А поскольку в первые мгновения стремительного расширения Вселенной не появилось множества чёрных дыр, материя в то время должна была быть чрезвычайно равномерно распределена.
От 0 до 10-43 с все фундаментальные взаимодействия были объединены в одно, Вселенная была размером порядка планковской длины 1,6×10−35 и имела температуру в 1032°С. Без теории квантовой гравитации описать это состояние не представляется возможным.
С момента 10-43 с началась эпоха Великого объединения, когда от фундаментальных взаимодействий отделилась гравитация.
В момент 10-37 с начался фазовый переход, приведший к космической инфляции. Вселенная расширялась с экспоненциальной скоростью, не ограниченной скоростью света, а температура упала в 100 000 раз. Существовавшие до этого квантовые флуктуации, вызванные принципом неопределённости Гейзенберга, превратились в макроскопические особенности, заложив основы будущей крупномасштабной структуры Вселенной.
В момент 10-36 с началась электрослабая эпоха, когда сильное ядерное взаимодействие отделилось от всё ещё объединённых электромагнитного и слабого взаимодействий.
Инфляция Вселенной завершилась между 10−33 с и 10−32 с. К этому моменту её размер вырос по меньшей мере в 1078 раз. Вселенная была заполнена кварк-глюонной плазмой и другими элементарными частицами, которые из-за высоких температур двигались с релятивистскими скоростями.
Изначально Вселенная содержала совершенно одинаковые количества материи и антиматерии. Затем имели место не до конца понятные процессы, в целом называемые бариогенезисом, которые полностью освободили ее от антиматерии, но сохранили часть материи. Таким образом образовалась популяция протонов, нейтронов и электронов, которая в дальнейшем стала сырьем для изготовления всех атомов нашего мира.
Плотность и температура Вселенной продолжали падать, а размеры – расти. В момент 10-12 с разделились электромагнитное и слабое взаимодействие. В момент 10-11 с энергия частиц упала до тех уровней, которые мы можем получить в современных ускорителях – а, следовательно, состояние Вселенной становится менее спорным и более понятным для учёных.
В момент 10-6 с кварки и глюоны сформировали барионы (протоны и нейтроны). Температура уже упала настолько, что новые пары протон-антипротон и нейтрон-антинейтрон появляться перестали, в результате чего произошла массовая аннигиляция – осталось всего 1 частица на каждые 108 из тех, что существовали ранее, а античастицы полностью исчезли. Примерно через 1 секунду после рождения Вселенной сходный процесс прошёл для электронов и позитронов. После всех этих аннигиляций не осталось частиц, двигавшихся с релятивистскими скоростями.
Через несколько минут температура упала до миллиарда кельвинов, а плотность материи стала сравнимой с текущей плотностью атмосферы Земли. Нейтроны соединились с протонами, образовав ядра дейтерия и водорода – этот процесс получил название первичного нуклеосинтеза.
Вселенная была непрозрачной для фотонов примерно 379 000 лет, когда электроны и ядра, наконец, объединились в нейтральные атомы (в основном водорода), после чего фотоны смогли свободно пересекать пространство. Это излучение мы сегодня и наблюдаем, называя реликтовым излучением.
В течение долгого времени участки пространства, где плотность материи была чуть больше средней, притягивали к себе окружающую материю, постепенно увеличивая свою плотность. Так формировались газовые облака, звёзды, галактики и другие космические объекты.
На сегодня расширение Вселенной объясняется наличием в ней тёмной энергии. Молодая Вселенная была меньше по размеру, и в ней должна была преобладать гравитация, однако с течением времени она увеличивалась, в результате чего вклад гравитации уменьшался, а вклад тёмной материи, постоянно порождающей новое пространство, оставался постоянным. В какой-то момент это привело к тому, что расширение Вселенной стало происходить с ускорением.
Сегодня космологическая модель ΛCDM считается общепринятой. Согласно ей, пространственно-плоская Вселенная заполнена, помимо обычной барионной материи, тёмной энергией (описываемой космологической постоянной Λ в уравнениях Эйнштейна) и холодной тёмной материей (Cold Dark Matter). Для согласования с наблюдениями возраст Вселенной должен быть принят равным 13,799 ± 0,021 миллиарда лет.
Словарик
Абсолютная звёздная величина
Адаптивная и активная оптика
Альбедо
Астрономическая единица
Барионные акустические осцилляции
Белый карлик
Быстрый процесс захвата нейтронов
Галактические скопления
Галактическое гало
Галилеевы спутники
Гелиосфера
Гидростатическое равновесие
Горизонт событий
Гравитационное линзирование
Гравитация
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Закон Хаббла
Затменные звёзды
Звезда Вольфа — Райе
Зодиакальный свет
Ионосфера
Квазар
Кома
Коричневый карлик
Космическая скорость
Космические лучи
Красный карлик
Магнетар
Межзвёздная среда
Местная группа галактик
Молекулярные облака
Нейтрино
Нейтронная звезда
Неправильная галактика
Новая звезда
Параллакс
Планета
Планетарная туманность
Полярное сияние
Приливный разогрев
Протопланетный диск
Радиационный пояс
Рассеянное звёздное скопление
Реликтовое излучение
Сверхновая (и парно-нестабильная сверхновая)
Светимость
Сейфертовская галактика
Сильное взаимодействие
Спектроскопия в астрономии
Стандартные свечи
Тёмная материя
Тёмная энергия
Тень и полутень
Теория Большого взрыва
Транснептуновый объект
Хромосфера
Цефеиды
Червоточины
Чёрные дыры
Шаровые скопления
Шкала расстояний в астрономии
Щели Кирквуда
Эксцентриситет орбиты
Электромагнетизм
Эллиптическая галактика
Эффект Доплера
