Redshift este cel mai important parametru cosmologic. Arată cum sa extins universul din momentul în care fotonii au fost emise, până la înregistrarea lor. Formula exactă arată astfel:
Aici z este schimbarea roșie, t1 este momentul emisiei de fotoni și t2 este momentul observării. Valoarea lui a este așa-numita. factor de scalare. Acesta este cel care stabilește amploarea distanțelor dintre galaxii, arată modul în care această distanță variază în funcție de timp. Este adevărat că factorul de scară în sine nu este o valoare absolută. Nu poate fi măsurată (da, nu este necesară). Dar putem determina din observații raportul factorilor de scalare în momente diferite. Este convenabil să se adopte un factor de scară modern pentru unitate. Cu cât universul nostru se extinde, acest parametru crește doar. În trecut, factorul scării a fost mai mic decât unul, iar în viitor vor exista mai multe. În consecință, distanța dintre galaxiile îndepărtate crește și lumina din ele se înroșește.
Observând schimbarea roșu a obiectelor, putem calcula, în cadrul unui model cosmologic dat, un set de cantități: distanțe, viteze. Desigur, odată cu trecerea timpului, schimbarea roșie a fiecărui obiect observabil trebuie să se schimbe. Cu toate acestea, pentru moment, ne lipsește precizia observațiilor pentru a măsura acest lucru. Aparent, următoarea generație de telescoape mari pe sol (cu noi spectrografe) ne va putea ajuta cu acest lucru. Ce vom vedea?
Se pare că răspunsul este evident. Distanța spre galaxii crește. Și știm că cu cât mai multă galaxie, cu atât mai mare este schimbarea roșie a acesteia. Prin urmare, schimbarea roșie va crește în cele din urmă. Se pare că nu este atât de simplu! Să înțelegem treptat acest lucru.
Extinderea universului este ilustrată în mod convenabil printr-un grafic al modificării factorului de scală (Figura 1). Arată cum diferă distanța dintre obiectele independente (de exemplu, între noi și unele galaxii îndepărtate) și, de asemenea, cum crește lungimea de undă a fotonului. Rata de expansiune a universului (este mai bine să se folosească acest cuvânt, mai degrabă decât viteza) se poate schimba în timp: factorul de scalare crește mai lent, apoi mai repede. Acest lucru va afecta și schimbarea roșie a obiectelor observate. Este important să ne amintim că nu numai expansiunea universului în momentele de radiație și recepție, ci și ceea ce sa întâmplat pe parcurs - în procesul propagării semnalului!
Ne interesează modul în care schimbarea roșie dintre cele două observații se schimbă. Prin urmare, în figura 1, sunt prezentate perechi de momente: atât pentru emisia unui semnal, cât și pentru înregistrarea acestuia. În figura 2, o astfel de pereche este prezentată în detaliu. Observăm galaxia așa cum a fost la momentul t1, și apoi la momentul t1 + # 916; t (în funcție de ceasurile noastre intervalul de timp va fi diferit). Între momentele de radiație și recepție, universul se extinde, astfel încât în cea de-a doua măsurătoare fotonii se întind ușor diferit. Din această cauză, a doua valoare de redirecționare a roșii va fi diferită de cea de-a doua. În ce fel? Depinde cum a evoluat dinamica expansiunii universului.
Figura 1. Imaginea evoluției factorului de scală. Universul se extinde tot timpul, dar expansiunea întârziată este înlocuită de o accelerare. Sunt alocate patru puncte de timp. De la dreapta la stânga. Liniile solide prezintă două puncte de recepție a semnalului (de exemplu, astăzi și mâine). Trei perechi de momente ale emisiei de semnal sunt prezentate mai jos. Un obiect în momentul radiației se află într-o zonă care se extinde deja cu accelerație (este mai aproape de noi). Cel de-al doilea obiect din zona în care expansiunea întârziată este înlocuită de expansiunea accelerată. Și a treia în zona de expansiune lentă (cea mai îndepărtată).
Figura 2. Astăzi (la momentul t2) observăm lumina galaxiei emise la momentul t1. Apoi (de exemplu, mâine sau un an mai târziu) observăm lumina aceleiași galaxii, radiată la momentul t1 + # 916; Rețineți că intervalul dintre două emisii de lumină nu este egal cu intervalul dintre două observații. Schimbarea roșie va fi diferită în cazul primei și celei de-a doua observații, deoarece raportul dintre factorii de scală la momentele de emisie și recepție a semnalului sa schimbat.
În cazul în care universul tot timpul încetinit expansiunea (acest lucru ar avea loc dacă am fost doar normale și materia sau radiația întunecată), rata de expansiune în timpul radiații ar fi mai mare decât în momentul admiterii (fig. 3). Ie În prima noastră ecuație, numitorul crește mai repede decât numitorul. De aceea, schimbarea roșie va scădea (a se vedea și Figura 7, curba solidă inferioară). Acest lucru este contrar intuiției: galaxia se mișcă mai departe, dar schimbarea roșie scade. Dar aici nu este distanța care este importantă, dar de câte ori sa schimbat factorul de scală. Schimbarea roșie este o măsură a îndepărtării numai la un moment dat. Dar schimbarea schimbării roșii cu schimbarea distanței nu este atât de simplă.
Figura 3. Cazul unui univers încetinitor: atât în momentul radiației, cât și în momentul recepției, și tot timpul între ele, galaxiile se scurg din ce în ce mai încet și încet. Se poate observa că, între cele două momente de radiație, factorul scării a crescut mult mai repede decât între două timpi de absorbție. Prin urmare, deplasarea roșie va scădea, deși distanța adecvată dintre galaxii crește.
Figura 4. Decelerarea universului. O piesă a viitorului este identificată atunci când rata de expansiune a scăzut deja dramatic. Se vede clar că factorul de scalare dintre cele două puncte marcate cu linii punctate nu sa schimbat practic. Ie schimbarea roșie într-un astfel de univers va avea tendința de a zero, deși galaxiile pot fi foarte îndepărtate și chiar mai lent, dar continuă să se îndepărteze unul de celălalt.
Universul încetinitor va ajunge în cele din urmă la o stare în care distanța dintre galaxii crește foarte încet (Figura 4). Aici este deosebit de clar că chiar și un obiect îndepărtat poate avea o roșie redusă foarte mică (dar, desigur, oricum, obiectul este în continuare, deci schimbarea roșie este mai mare!). De fapt, factorul de scală dintre momentele de radiație și de observație practic nu crește. În consecință, fotonul nu este practic întins. Lungimea de undă este aproape aceeași cu cea anterioară; schimbarea roșie este aproape zero.
Figura 5. Universul, care se extinde cu accelerația. În acest caz, între cele două momente de recepție a semnalului, factorul de scalare crește mult mai repede decât între momentele de radiație. Schimbarea roșie va crește.
O situație diferită va fi în univers, se va extinde rapid (de exemplu, în modelul de Sitter). În acest caz, factorul de scalare crește mai rapid și mai rapid (Figura 5). Acum, în prima noastră ecuație, valoarea în numărător va crește sănătos, iar în numitor va fi mult mai mică. Aceasta înseamnă că schimbarea roșie va crește, de asemenea. Vom vedea cât de mult galaxiile se înnegresc din ce în ce mai mult.
Figura 6. Extinderea universului accelerat. Este alocat timpul de creștere rapidă a factorului de scală. Este clar că în acest caz schimbarea roșie a unor obiecte chiar apropiate (dar nu înrudite) va crește rapid.
Având în vedere modele mai simple, suntem gata să ne întrebăm despre universul nostru. Ce vom vedea dacă putem măsura modul în care schimbarea roșie a galaxiilor îndepărtate se schimbă?
cazul nostru mondial este prezentată în figura 1. După substanță (de exemplu, după încheierea etapei a inflației și nașterea materialului fierbinte) univers primii miliarde de ani sa extins cu încetinirea, iar apoi a venit etapa de expansiune accelerată (asociat cu faptul că energia întunecată care a fost întotdeauna cu noi, a devenit o componentă dominantă), în care trăim. Există anumite dificultăți în schimbarea roșie. obiecte apropiate (la suficient un redshift de aproximativ mai puțin de o) este deja în timpul radiațiilor erau localizate în zona de expansiune accelerată (pereche dreapta de linii punctate în Figura 1). Încă nu s-au produs schimbări semnificative în dinamica expansiunii. Prin urmare, cazul din figura 5 se aplică la acestea. pentru ei schimbarea roșie va crește.
Acest lucru este ușor de explicat cu formulele în mână. Aproape (la redshifts considerabil mai mic decât unitatea) poate fi scris despre: v = cz, în cazul în care v este viteza de îndepărtare a galaxiei de la noi din cauza expansiunii cosmologică, și c este viteza luminii. Viteza poate fi determinată de legea lui Hubble: v = rH, unde r este distanța adecvată și H este constanta Hubble. Apoi z = rH / c.
Valoarea lui r crește întotdeauna, deoarece universul se extinde, galaxiile sunt îndepărtate unele de altele. Dar constanta H a Hubble-ului poate să crească și să scadă. Creșterea constantei Hubble este posibilă numai în modele exotice. În universul nostru, H scade mereu (chiar și în stadiul inflației!). Prin urmare, în sensul schimbării schimbării roșii, începe competiția: r crește, iar H scade. Cine va birui pe cine?
Luând derivata z expresie = rH / c și efectuarea de transformări simple descoperim că schimbarea deplasarea spre roșu cu timp pentru obiectele apropiate este proporțională cu derivata a doua a factorului de scală. Ie dacă vreți, accelerarea expansiunii universului. Dacă este pozitiv, atunci schimbarea roșie va crește (derivatul său va fi pozitiv), dacă accelerația este negativă (universul încetinește expansiunea), atunci schimbarea roșie va scădea.
Figura 7. Figura din articolul Davis et al. (astro-ph / 0310808). Valoarea schimbării în schimbarea roșie timp de 100 de ani este prezentată acum pentru diferite modele cosmologice. Cele trei curbe superioare corespund Modelele CDM cu o pondere a energiei întunecate (de sus în jos) de 0,8, 0,7 și 0,6. Pentru parametrii cosmologici standard, se pare că galaxiile cu z> 2 în prezent vor deveni albastre, adică schimbarea lor roșie va cădea. Curba inferioară corespunde unui univers plat fără energie întunecată. Se vede că în ea schimbările roșie ale tuturor galaxiilor scad, pentru că Acest univers se extinde constant cu decelerare.
Pentru galaxiile care, la momentul emiterii semnalelor primite de noi, se aflau în regiunea extinderii întârziate (perechi de stânga ale liniilor întrerupte în figura 1), situația este mult mai complicată, deoarece Dinamica expansiunii nu este simetrică în raport cu momentul modificării decelerării la accelerare. De exemplu, galaxiile care radiază înainte de decelerația accelerației, dar suficient de aproape de ea (perechea mijlocie de linii întrerupte din Figura 1), vor arăta mai înroșite. între momentele de radiație factorul scării aproape că nu se schimbă, iar între momentele de înregistrare crește semnificativ. Mai departe spre stânga ne mișcăm în Figura 1 (adică prin prinderea mai multor semnale mai vechi), cu atât este mai mică creșterea redusă și, în final, va fi înlocuită cu o scădere. Limita pentru parametrii standardi moderni corespunde unei deplasări roșii de aproximativ 2 (vezi figura 7).
Ie totuși, pentru galaxiile îndepărtate, accelerația modernă nu compensează încetinirea inițială. Prin urmare, teoretic putem vedea că pentru obiectele îndepărtate schimbarea roșie va scădea. Dar, în cele din urmă, dacă dinamica actuală de expansiune nu se schimbă semnificativ, vor exista mai puține și mai puține surse a căror redirecționare este în scădere, în loc să crească în timp. Și ca rezultat, galaxiile se vor sfârși - granița va ajunge la primele surse din univers. Și apoi vârste întunecate și radiații relicve.
Și ce se va întâmpla cu schimbarea roșie a radiației relicve? Se pare că este mai departe de toate galaxiile observate (și așa va fi întotdeauna), atunci înseamnă că va cădea? Din nou, nu totul este simplu!
Imaginați-vă că atunci când observați o galaxie îndepărtată, veți vedea un ceas în ea. Veți observa cum merg (deși nu la ritmul ceasului de pe mâna dvs.). Ie vedeți fotonii emise de galaxie în momente diferite. Cu situația radiațiilor relicve perfecte!
Toate fotonii relicvă au apărut aproape simultan (Figura 8), când universul a devenit transparent pentru ei. Au umplut imediat întregul univers (Figura 9). Îl umple chiar și acum. Și toți au o vârstă. Prin urmare, chiar și atunci când observăm relicva ieri, azi, mâine, într-un miliard de ani, trebuie să înlocuim același timp cu formula (Figura 10). astfel Numitorul din formula nu se modifică, dar numărul este constant în creștere, deoarece Universul se extinde. Prin urmare, schimbarea roșie a radiației relicve va crește, de asemenea, atâta timp cât factorul de scală continuă să crească.
Figura 8. Linia arată evoluția factorului de scală, iar peretele galben marchează momentul în care apare radiația relicvei. Este semnificativ faptul că atunci când observăm relicva, vedem întotdeauna fotoni născuți în același timp. Factorul de scară a crescut de atunci. De aceea, schimbarea roșie a radiației relicvei crește întotdeauna (desigur, în universul în expansiune).
Figura 9. Observatorul din centru studiază radiația relicvei. Universul este plin de fotoni. Unii dintre ei se deplasează spre observator și unii dintre ei îl vor ajunge mai devreme sau mai târziu.
Figura 10. Deoarece întregul univers este umplut cu fotoni de relicvă (care apar simultan, vom desemna acest moment t1), observatorul le va observa întotdeauna. Unii fotoni relicți sunt întotdeauna pe drum.
Aș vrea să sper că în viitorul nu prea îndepărtat, măsurătorile directe ale schimbării în schimbarea roșie a obiectelor la distanțe diferite vor deveni un nou instrument pentru cosmologia corectă. Aceasta va măsura direct dinamica
Articole similare
Trimiteți-le prietenilor: