Как работает Вселенная: Введение в современную космологию

Третий способ получить ограничения на космологические параметры не требует наличия стандартных объектов. Это форма спектра мощности реликтового излучения, изображенного на рис. 3.2, т. е. распределение флуктуаций по гармоникам. Существуют достаточно сложные методы расчета формы этой кривой, в которых в качестве входных параметров задается ряд космологических параметров. Кроме плотностей разных компонентов ΩΛ, Ωm и Ωb[82] задаются также параметр, характеризующий форму спектра флуктуаций, количество сортов нейтрино и другие параметры. Полученная форма сравнивается с наблюдаемой, и выбираются оптимальные значения параметров. В частности, форма кривой сильно зависит от значения Ωb. Некоторые из этих параметров получают непосредственно, например ΩΛ. Некоторые из них получают в комбинации, например Ωmh2 и Ωbh2. Однако следует отметить, что отношение Ωb/Ωm не зависит от h.

На рис. 5.3 изображены совместные ограничения (градации серого цвета) на Ωm и ΩΛ, полученные тремя описанными методами (с надписями белым цветом): спектр флуктуаций реликтового излучения (оранжевый), вспышки сверхновых (синий) и барионные акустические колебания (зеленый). Как видно, доверительные области[83] пересекаются, образуя сравнительно небольшую область значений этих параметров, которые вписываются во все эти данные. Ограничения, полученные по слабому гравитационному линзированию, тоже включают эту область. Таким образом, ограничения, полученные из совершенно разных методов, пересекаются в одной области.

На том же рисунке указаны границы областей, соответствующих качественно разным физическим сценариям расширения Вселенной (отмечены черным цветом): линия, соответствующая плоской Вселенной, с областью открытой Вселенной ниже и замкнутой Вселенной выше, а также области, где расширение происходило без Большого взрыва. По тому, куда попала область совместных ограничений, мы можем сделать определенные выводы о прошлом и будущем Вселенной. При этом предсказания делаются в рамках стандартной на сегодняшний день ΛCDM-модели. Серая область в левом верхнем углу графика соответствует Вселенной, расширявшейся вечно без Большого взрыва. Ниже расположена область, в которой Вселенная имела начало, т. е. Большой взрыв, но будет расширяться вечно. Еще ниже находится область, в которой Вселенная рано или поздно коллапсирует. Понятно, что при Ωm ≤ 1 мы имеем дело с открытой или плоской моделями, в которых Вселенная будет расширяться вечно. Но в присутствии космологической постоянной вечное расширение возможно и для закрытой космологической модели, если плотность не сильно превышает критическую. Дополнительное отталкивание предотвратит коллапс. Кроме того, диагональная линия разделяет области с различной пространственной кривизной Вселенной: положительная кривизна сверху, отрицательная – снизу. Легко видеть, что область совместных ограничений соответствует Вселенной, рожденной в результате Большого взрыва, которая будет расширяться вечно. Ее пространственная кривизна близка к нулю. Последний вывод основан главным образом на исследованиях анизотропии реликтового излучения.

Кроме описанных методов существует и ряд других, например Лайман-альфа лес и эффект Сюняева – Зельдовича, которые также подтверждают существование и свойства темной материи.

5.2. Темная энергия

Когда в разделе 5.1 мы знакомились с космологическими ограничениями на темную материю, возникающими при рассмотрении вспышек сверхновых, барионных акустических колебаний и спектра флуктуаций реликтового излучения, попутно выяснилось, что они требуют вызвать из небытия давно забытую, как казалось, космологическую постоянную Эйнштейна или что-то, что работает сходным образом. Это обобщенно называется темной энергией.

Особенно серьезные ограничения на плотность темной энергии дают вспышки сверхновых и флуктуации реликтового излучения. Как видно из рис. 5.3, барионные акустические колебания практически не накладывают ограничений на этот параметр.

Наличие темной энергии с существующими в современную эпоху параметрами приводит к тому, что Вселенная расширяется с ускорением, что противоречит моделям Фридмана. Математически это выражается в отрицательном значении параметра замедления. Если мы предположили, что эта темная энергия действует подобно космологической постоянной, мы можем удовлетворить космологические ограничения, показанные на рис. 5.3, положив величину Λ~ 10–52 м–2. Если, как принято в ОТО, принять скорость света и гравитационную постоянную равными 1, то гравитационную постоянную можно выразить через другие единицы: Λ ~ 10–35 с–2~ 7×10–27 кг/м3.

Значение космологической постоянной в современную эпоху существенно меньше, чем значение эффективной космологической постоянной в эпоху инфляции. Поэтому, несмотря на то что Вселенная сейчас расширяется ускоренно, происходит это далеко не так быстро, как в то время.