неоднородностей распределения масс, никак не отпечатавшись при этом в реликтовом излучении.
Сформулированная в 1980-х годах гипотеза инфляции, объяснявшая изотропность реликтового излучения, предполагала и то, что Вселенная является плоской и что, как следствие, плотность её вещества в точности равна критической. Поскольку оценки плотности обычного барионного вещества давали лишь ничтожную долю этой величины, это означало, в свою очередь, необходимость существования тёмной материи.
В 1980-х годах, когда гипотеза тёмной материи уже установилась в качестве общепринятой, её исследования сфокусировались на том, что именно она собой представляет, каковы её свойства и роль в эволюции Вселенной. Это осуществлялось с помощью активно развивавшегося тогда благодаря прогрессу вычислительной техники численного моделирования, результаты которого сравнивались с полученными данными наблюдений.
Важную роль, например, сыграл обзор красных смещений CfA1 и затем его второй этап CfA2. А начиная со следующего десятилетия интерес сместился к моделированию вида распределения тёмной материи в галактических гало. В начале XXI века появилась возможность использовать более точные и полные обзоры неба: 2dFGRS и последующий 6dFGS; самым подробным на настоящий день является SDSS. Численное моделирование космологической эволюции, в частности, роли тёмной материи в этом процессе, также стало более точным и масштабным: получили известность такие проекты как Millennium, Bolshoi Simulation и Illustris.
Глава 11-19-2
Стандартная космологическая модель (ΛCDM)
ΛCDM (Lambda-Cold Dark Matter, читается: «лямбда-си-ди-эм») — современная стандартная космологическая модель, в которой пространственно-плоская Вселенная заполнена, помимо обычной барионной материи, тёмной энергией (описываемой космологической постоянной Λ в уравнениях Эйнштейна) и холодной тёмной материей (англ. Cold Dark Matter). Согласно этой модели, для согласования с наблюдениями (в частности, космической обсерватории «Планк») возраст Вселенной должен быть принят равным 13,799 ± 0,021 миллиарда лет.
Большинство современных космологических моделей основано на космологическом принципе, который утверждает, что наше местоположение во Вселенной никак особенно не выделяется и что на достаточно большом масштабе Вселенная выглядит одинаково во всех направлениях (изотропна) и из каждого места (однородность). Этот принцип представляет собой не безусловное требование-постулат, а скорее презумпцию — то есть считается верным, пока не доказано обратное.
С конца 1980-х — начала 1990-х годов большинство космологов предпочитают теорию существования холодной тёмной материи для описания того, каким образом Вселенная из начального относительно однородного состояния на раннем этапе развития (как показывает распределение космического микроволнового излучения) перешла в состояние современного клочковатого распределения галактик и скоплений галактик.
Предполагается, что общая теория относительности является правильной теорией гравитации на космологических масштабах. И объясняет расширение Вселенной, которое хорошо подтверждается космологическим красным смещением спектров удалённых галактик и квазаров.
Собственно ΛCDM возникла в конце 1990-х годов и включает в себя космологическую инфляцию на ранних стадиях Большого взрыва для объяснения пространственной плоскостности Вселенной и начального спектра возмущений.
Глава 11-19-3
Стандартная космологическая модель (ΛCDM)
История возникновения ΛCDM
Открытие космического микроволнового фона в 1965 году подтвердило ключевое предсказание космологии Большого Взрыва. С этого момента было принято считать, что Вселенная расширяется с течением времени, а раннее её состояние было плотным и горячим.
Скорость расширения зависит от содержания и типа вещества и энергии во Вселенной и, в частности, от того, является ли полная плотность выше или ниже так называемой критической плотности. В 1970-х годах основное внимание космологов привлекала чисто барионная модель, но в этом подходе были серьёзные проблемы объяснения образования галактик, учитывая очень небольшую анизотропию реликтового излучения, на которую уже тогда были получены серьёзные оценки сверху. В начале 1980-х годов стало ясно, что эта проблема может быть решена, если предположить, что холодная тёмная материя доминирует над барионной.
Различные модели предлагают разные соотношения обычных и тёмных энергий и масс. В 1980-х годах большинство исследований фокусировалось на модели холодной тёмной материи с критической плотностью при соотношении около 95 % тёмной материи и 5 % барионов: эти работы успешно объясняли формирование галактик и скоплений галактик, однако в 1990-х оказалось, что результаты по спектру крупномасштабного распределения галактик в сочетании с измеренной анизотропией реликтового излучения противоречат такой модели.
Модель ΛCDM стала стандартом вскоре после открытия ускорения расширения Вселенной в 1998 году, так как упомянутые противоречия были просто и естественно в ней решены. Современные наблюдения, в частности измерение постоянной Хаббла, показывают отклонения от ΛCDM модели, использующей FLRW метрику.
Комментарий
Метрика Фридмана–Леметра–Робертсона–Уокера (FLRW) — это метрика, основанная на точном решении уравнений поля Эйнштейна ОТО.Метрика описывает однородную, изотропную, расширяющуюся (или, в противном случае, сжимающуюся) вселенную, которая является путе-связной, но не обязательно односвязной.Общая форма метрики следует из геометрических свойств однородности и изотропии;уравнения поля Эйнштейна нужны только для вывода масштабного фактора вселенной как функции времени.В зависимости от географических или исторических предпочтений, набор из четырех ученых — Александр Фридман, Жорж Лемэтр, Говард П. Робертсон и Артур Джеффри Уокер — по-разному группируются как Фридман, Фридман–Робертсон–Уокер (FRW), Робертсон–Уокер (RW) или Фридман–Лемэтр (FL).Модель FLRW была разработана независимо названными авторами в 1920-х и 1930-х годах. Ее называют Стандартной моделью космологии, как и более развитую модель Лямбда-CDM.
Глава 11-19-4
Ускоренное время избавило физиков от темной материи
Май 2015
Пьер Магейн (Pierre Magain) и Клементин Ауре (Clémentine Hauret) из Льежского университета (Бельгия) представили космологическую модель, в рамках которой скорость течения времени после Большого Взрыва могла существенно изменяться в зависимости от энтропии. Если время в нашей Вселенной реально имеет такую природу, астрономические наблюдения сверхновых типа Ia могут быть объяснены без необходимости в темной материи. Работа направлена в Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, опубликована в arXiv.org.
В рамках работы ученые предложили два понятия времени - глобальное (космологическое) и локальное (координатное). Глобальное время в их представлении - это некоторый параметр t, которым занумерованы трехмерные «срезы» четырехмерного пространственно-временного континуума. Вселенная в такой модели берется на достаточно больших масштабах и считается усредненной и однородной. Эти срезы есть состояния пространства вместе со всей материей в ней в каждый момент времени. Локальное время - это время, которое может измерить наблюдатель с помощью некоторых часов в фиксированной системе координат в окрестности некоторой точки пространства.
Традиционно эти два параметра (в отсутствии материи, разумеется) совпадают. Однако Магейн и Ауре решили, что, вообще говоря, два времени совпадать не обязаны. Так как глобальное время довольно сложный для работы параметр,
