Вселенная: строение и эволюция¶

Вселенная — в астрономии и космологии совокупность всей наблюдаемой материи и энергии, включая галактики, звёзды, планеты, межзвёздную среду, излучение и физические законы, управляющие их взаимодействием. В более широком философском смысле под Вселенной понимается весь существующий материальный мир, не имеющий пространственно-временных границ в своём полном объёме. Раздел астрономии, изучающий Вселенную как единое целое, её происхождение, крупномасштабную структуру и эволюцию, называется космологией.

¶Масштабы и структура

Наблюдаемая часть Вселенной представляет собой пространство, ограниченное космологическим горизонтом — расстоянием, которое свет успел пройти за время существования Вселенной. Радиус наблюдаемой Вселенной составляет примерно 46,5 миллиарда световых лет. Это значение превышает возраст Вселенной (около 13,8 миллиарда лет), умноженный на скорость света, из-за расширения пространства.

Материя во Вселенной организована в иерархическую структуру. Основными структурными единицами являются:

• Звёзды — массивные самосветящиеся плазменные объекты.
• Планетные системы — звёзды с обращающимися вокруг них планетами, астероидами и кометами.
• Галактики — гравитационно связанные системы из звёзд, газа, пыли и тёмной материи, насчитывающие от миллионов до триллионов звёзд.
• Скопления галактик — группы из сотен и тысяч галактик, удерживаемые гравитацией.
• Сверхскопления — крупнейшие известные структуры, объединяющие скопления и нити галактик.

Общее число галактик в наблюдаемой Вселенной оценивается в два триллиона. Пространство между ними заполнено разреженным межгалактическим газом, реликтовым излучением и космическими лучами.

¶Состав Вселенной

Современные космологические наблюдения, в первую очередь данные космической обсерватории «Планк» (Европейское космическое агентство), позволяют оценить энергетический состав Вселенной. Согласно стандартной космологической модели ΛCDM:

• Тёмная энергия — около 68,3 % от общей плотности энергии. Предположительно, она проявляется как космологическая постоянная, вызывающая ускоренное расширение Вселенной.
• Тёмная материя — около 26,8 %. Невидимая форма материи, не взаимодействующая с электромагнитным излучением, но проявляющая себя гравитационным воздействием на движение галактик и скоплений.
• Барионная материя — около 4,9 %. Это обычное вещество, из которого состоят звёзды, планеты, газ и пыль: атомы, ионы, молекулы.

Плотность барионной материи крайне мала — в среднем около одного протона на кубический метр пространства. Вся видимая материя, включая звёзды и галактики, составляет лишь малую долю от общего содержания барионов; значительная часть находится в виде разреженного межгалактического газа.

¶Расширение Вселенной

В 1929 году американский астроном Эдвин Хаббл, анализируя спектры далёких галактик, обнаружил закономерность: галактики удаляются от Млечного Пути со скоростью, пропорциональной расстоянию до них. Эта зависимость, названная законом Хаббла, стала первым наблюдательным подтверждением расширения Вселенной. Коэффициент пропорциональности — постоянная Хаббла — в современной оценке составляет около 70 км/с на мегапарсек.

Расширение Вселенной означает не разлёт галактик в неподвижном пространстве, а увеличение масштаба самого пространства. Гравитационно связанные системы — галактики, скопления — не расширяются; расширение проявляется на межгалактических расстояниях.

В 1998 году две независимые группы астрономов, изучавшие сверхновые типа Ia, обнаружили, что расширение Вселенной не замедляется, а ускоряется. За это открытие Сол Перлмуттер, Брайан Шмидт и Адам Рисс получили Нобелевскую премию по физике в 2011 году. Причиной ускорения считается тёмная энергия.

¶Теория Большого взрыва

Наблюдаемое расширение Вселенной экстраполируется в прошлое: около 13,8 миллиарда лет назад вся материя и энергия находились в состоянии чрезвычайно высокой плотности и температуры. Это состояние получило название сингулярности, а теория, описывающая последующее развитие Вселенной, — теорией Большого взрыва.

Ключевые подтверждения теории:

• Реликтовое излучение — космическое микроволновое фоновое излучение, предсказанное в 1948 году Георгием Гамовым и открытое в 1965 году Арно Пензиасом и Робертом Вильсоном. Оно представляет собой «остаток» излучения ранней горячей Вселенной и имеет температуру 2,725 К.
• Первичный нуклеосинтез — наблюдаемое обилие лёгких элементов (водорода, гелия, лития) соответствует расчётам для горячей ранней Вселенной.
• Крупномасштабная структура — распределение галактик согласуется с моделью роста флуктуаций плотности из квантовых возмущений в ранней Вселенной.

Сразу после Большого взрыва Вселенная была заполнена кварк-глюонной плазмой. Через доли секунды произошёл фазовый переход с образованием протонов и нейтронов. Первые атомы сформировались через 380 тысяч лет, когда Вселенная остыла до температуры около 3000 К; с этого момента излучение перестало рассеиваться на свободных электронах и стало свободно распространяться — это излучение мы наблюдаем сегодня как реликтовое.

¶Формирование структур

Первые звёзды, так называемое население III, сформировались из почти чистого водорода и гелия через несколько сотен миллионов лет после Большого взрыва. Эти массивные звёзды быстро эволюционировали и обогатили межзвёздную среду тяжёлыми элементами, из которых впоследствии образовались звёзды следующего поколения и планетные системы.

Галактики формировались путём иерархического слияния меньших структур — карликовых галактик и протогалактических облаков. Тёмная материя играла роль гравитационного каркаса, в котором концентрировалось барионное вещество. Наблюдения космического телескопа «Джеймс Уэбб» (запущен в 2021 году) показывают, что массивные галактики существовали уже через 500–700 миллионов лет после Большого взрыва, что требует пересмотра некоторых деталей моделей раннего формирования.

¶Возраст и будущее Вселенной

Возраст Вселенной определяется по нескольким независимым методам: по постоянной Хаббла, по возрасту древнейших звёздных скоплений и по данным о реликтовом излучении. Согласованная оценка по данным миссии «Планк» составляет 13,799 ± 0,021 миллиарда лет.

Дальнейшая судьба Вселенной определяется её геометрией и составом. Наблюдения указывают на плоскую геометрию пространства и доминирование тёмной энергии. Наиболее вероятный сценарий — «тепловая смерть»: Вселенная будет продолжать расширяться с ускорением, звёзды со временем исчерпают топливо, галактики удалятся друг от друга, а температура среды будет асимптотически стремиться к абсолютному нулю. Альтернативные сценарии, такие как Большое сжатие или Большой разрыв, рассматриваются как маловероятные при текущих космологических параметрах.