Вторник, 19.12.2017, 00:27
Приветствую Вас Гость | RSS
Главная | Каталог статей | Регистрация | Вход
Меню сайта
Форма входа
Поиск
Категории раздела
Маськин [11]
Кухонная философия [4]
Тысяча жизней [5]
Южные Кресты [8]
Забавы Герберта Адлера [9]
Альфа и омега [4]
Малая проза [9]
Поэзия [6]
Пьесы [3]
Космология [6]
Наш опрос
Ваши ответы помогут нам улучшить сайт.
СПАСИБО!


Когда у меня есть свободное время, я:
Всего ответов: 55
Новости из СМИ
Друзья сайта
  • Крылатые выражения, афоризмы и цитаты
  • Новые современные афоризмы
  • Статистика

    Онлайн всего: 1
    Гостей: 1
    Пользователей: 0


    free counters
    Сайт поклонников творчества Бориса Кригера
    Главная » Статьи » Литературные забавы Бориса Кригера » Космология

    Космология: наука или игра в науку? Часть первая
    Михаил Никифоров

    Космология: наука или игра в науку?

    Часть первая

    Настоящая статья представляет собой анализ книги канадского писателя и философа Бориса Кригера «Неопределенная Вселенная. В поисках пределов человеческого познания». Здесь с современных научных позиций достаточно широко и подробно рассмотрены проблемы космологии как с общефилософской точки зрения, так и с точки зрения методологии науки. Одним из наиболее важных замечаний к современной космологии является недостаточная полнота и недостаточный объем наблюдательных данных, на основании которых строятся глобальные, далеко идущие выводы. Автор приводит различные аргументы, заставляющие усомниться не только в адекватности современных космологических моделей и их следствиях, но в самой принципиальной возможности космологии как науки дать ответ на вопрос происхождения и будущего Вселенной. Столь серьезные претензии Б. Кригера к дисциплине, находящейся на переднем рубеже науки и являющейся актуальной в идеологическом плане, побудили нас подвергнуть ревизии справедливость как рассуждений самого Б. Кригера, так и общих представлений современных ученых-космологов.
    После появления в 20-х годах прошлого века модели Фридмана одной из ключевых задач астрофизики и космологии было определение средней плотности Вселенной. Актуальность нахождения этой величины заключалась в том, что в модели Фридмана будущее Вселенной напрямую зависело от ее средней плотности. В случае, если плотность Вселенной превышает некоторое критическое значение ( ), наступит момент времени, когда расширение сменится сжатием, в результате которого произойдет коллапс. Если же выполняется неравенство , Вселенная будет неограниченно расширяться. И наконец, в случае равенства плотностей возможна реализация стационарной Вселенной, в которой отсутствует сжатие или расширение. После постановки задачи оценки массы Вселенной в качестве промежуточных звеньев были сделаны оценки масс галактик, в результате чего оказалось, что большая часть их массы сосредоточена в неизлучающем веществе. Впервые этот вопрос был поднят Цвикки, поэтому в литературе укоренился термин «проблема Цвикки».
    Если в прошлом веке задача определения плотности Вселенной решалась через оценку ее массы, то в настоящее время применяется оценка кривизны пространства Вселенной по интенсивности фона реликтового излучения. В результате наблюдений американского спутника WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) [1] была получена оценка кривизны пространства согласно которой метрика нашей Вселенной близка плоской. Однако рассуждать о плоскости Вселенной, как это делают некоторые космологи [2], [3], нельзя. Кроме того, существуют некоторые соображения о наличия систематических ошибок в методиках обработки наблюдений [4]. Происхождение ошибок может быть связано с неполноценным учетом поглощения/излучения в плоскости галактики, так называемого нефонового излучения, которое сильно искажает результат. Решения WMAP являются модельно зависимыми, то есть определяются как самой моделью, так и ее параметрами. Заметим, что в решениях WMAP возраст Вселенной оказывается около 13 млрд лет, а это противоречит оценке по темпам звездной эволюции возрасту старых шаровых скоплений, у которых он превышает 14 млрд лет [5].
    Благодаря современным орбитальным телескопам за последние десятилетия было проделано множество высокоточных наблюдений и получено большое количество новой информации. Тем не менее до сих пор существует проблема нехватки наблюдательных данных и самой точности измерений, которая довольно часто является модельно зависимой величиной. Наиболее остро эта проблема прослеживается на примере уже успевших укоренить в космологии понятий темной материи и темной энергии.

    Темная материя

    Одним из двух ключевых понятий современной космологии является так называемая темная материя. Именно с помощью темной материи ученые пытаются объяснить наблюдаемую зависимость распределения кинематических скоростей звезд от удаления от центра галактики (рис. 1).

    Рис. 1. Зависимость кинематической скорости звезд от удаления от центра галактики.

    Из диаграммы, представленной на рис. 1, следует, что большая часть массы периферии галактики и галактического гало сосредоточена в темном ненаблюдаемом веществе, присутствие которого и обеспечивает регистрируемое распределение скоростей. Модельные оценки показывают, что скрытая невидимая масса превышает массу наблюдаемого вещества примерно в 4—6 раз. Некоторые космологи полагают, что темная материя представляет собой новые, еще не открытые в земных условиях частицы. Взяв на вооружение «гипотезу массивных частиц» и имея в своем распоряжении данные наблюдений, они указали физические свойства этих частиц.
    По предполагаемым свойствам частицы темной материи представляют собой стабильные частицы с массой около 100—1000 масс протона, которые способны контактировать друг с другом и с «обычным» веществом только посредством гравитационного взаимодействия. Заявленные свойства частиц обеспечивают важные следствия. Во-первых, частицы должны быть стабильны, иначе за время существования Вселенной они бы распались на более легкие частицы. Это значит, что существует некий новый фундаментальный закон сохранения, который запрещает частицам распадаться. Во-вторых, из-за отсутствия эффективного механизма диссипации энергия частиц не будет изменяться со временем, поэтому они должны обладать большими скоростями и группироваться в основном на периферии галактики. В-третьих, темная материя в лице массивных частиц практически не будет взаимодействовать с «обычным» веществом, из которого состоят планеты и звезды. В противном случае присутствие в звездах темной материи значительно ускорило бы звездную эволюцию и сдвинуло бы в меньшую сторону пределы устойчивости Чандрасекара для белых карликов и Оппенгеймера-Волкова для нейтронных звезд. Однако, согласно наблюдательным данным, предельные массы белых карликов и нейтронных звезд не отличаются от теоретических масс, которые были рассчитаны без учета темной материи. Таким образом, введение в астрофизику новых массивных частиц, взаимодействующих с веществом только гравитационно, не нарушает сложившиеся в астрофизике представления и вроде бы позволяет объяснить наблюдаемое распределение скоростей в галактиках.
    К настоящему времени гипотетические частицы темной материи экспериментально так и не были обнаружены, хотя указывалась возможность обнаружить взаимодействие частиц темной материи с веществом на нейтринных телескопах NT-200 и AMADA. Наибольшие надежды на успех связаны со скорым запуском Большого адронного коллайдера (LHC) в международном центре ЦЕРН под Женевой, на котором ожидается получить энергии порядка десятков тераэлектронвольт. Но вполне возможно, что надежды так и останутся надеждами, поэтому увязывать экспериментальное нахождение частиц темной материи с запуском коллайдера является весьма странным.

    Что же мы имеем в итоге? Из наблюдательных данных следует, что в галактиках должна присутствовать скрытая невидимая масса. С одной стороны, эту массу можно объяснить новым видом неуловимых частиц с экзотическими свойствами, подчиняющихся новому фундаментальному закону сохранения. С другой стороны, можно показать, что ненаблюдаемая масса может быть объяснена в рамках существующих в астрофизике представлений без привлечения новых сущностей и законов.
    Для этого проведем оценку массы вещества, которая заключена в маломассивных объектах типа красного или коричневого карлика. Возьмем массивное молекулярное облако и рассмотрим связь между числом рождающихся звезд и их массой. Эта зависимость может быть представлена с помощью так называемой начальной функции масс, или функции Солпитера [6], которую можно приближенно представить в виде:

    logN=-2,35 (M/Mc)

    Из формулы следует, что при такой зависимости до половины массы молекулярного облака перейдет в несветящиеся из-за отсутствия термоядерных реакций объекты — коричневые карлики 0,01Mc 0,05Mc и планеты 0,001Mc 0,01Mc. Наблюдения таких объектов затруднено по причине их чрезвычайной слабости. Некоторые ученые полагают, что характер начальной функции масс в районе 0,5Мс изменяется. Скорее всего, подобные утверждения основаны на недоразумениях, связанных с тем, что оценка числа маломассивных и несветящихся звезд производится по их числу в составе двойных звезд.
    В области, ближайшей к Солнцу, где можно наблюдать (то есть вдалеке от Солнца мы их видеть не можем из-за технических ограничений) самые слабосветящиеся объекты, действительно звезд малых масс недостаточно по сравнению с солпитеровским законом. Но этот факт легко объясняется тем, что малые массы в гравитирующих системах постепенно вытесняются на окраину этой системы, в данном случае Галактики. Эффект гравитационного вытеснения маломассивных объектов очень хорошо наблюдается в шаровых скоплениях, где процесс вытеснения завершился. В молодых близких звездных скоплениях распределение звезд по массам значительно ближе к солпитеровскому. Поэтому в Галактике, как и в шаровых скоплениях, малые массы создадут обширное гало. А уже это темное гало и покажет то самое нужное распределение скоростей звезд. Косвенно на это указывает большое число обнаруженных звезд с планетами юпитерианских масс. Высокие эксцентриситеты орбит этих планет показывают, что система образовалась в процессе захвата, а не при совместном рождении, как в случае двойных звезд. Но ведь захват малой массы одиночной звездой — очень маловероятное событие из-за практически ничтожного приливного эффекта (звезду захватить легче!). Чтобы такое явление было частым, звезды должны просто-таки «купаться в Юпитерах».
    Аналогичный эффект должен быть и при рождении галактик. Тогда основная масса была бы сосредоточена в маломассивных галактиках. Но наблюдать их было бы еще нельзя, так как процесс звездообразования в них еще не начался бы (сжатие тем быстрее, чем больше начальная масса). Поэтому и в скоплениях галактик их пекулярные скорости в 2—3 раза превышают вириальные. При таких скоростях скопления галактик при видимых их массах оказываются гравитационно-несвязанными, что противоречит их наличию. Следовательно, невидимая масса несветящихся малых галактик в несколько (5—7) раз превосходит их собственную массу (проблема Цвикки).
    С другой стороны, вполне возможно, что мы недооцениваем массу самих галактик. На это указывают и эффекты гравитационного линзирования далеких квазаров. Оценка массы галактик в свое время была определена по их светимости, что, возможно, неверно. Сначала было определено, что суммарный спектр их соответствует спектру G-звезд (звезд спектрального класса G). Далее светимость галактики делится на светимость G-звезды, и получившееся число умножается на массу G-звезды. Маломассивные звезды с их мизерной светимостью, но приличной массой из такого расчета выпадают. Пусть абсолютная светимость Галактики без поправки на межзвездное поглощение составляет примерно 20,5 звездных величин. Вычтем ~2,2 звездные величины для учета межзвездного поглощения, вычтем абсолютную светимость Солнца, равную 4,7 звездной величины, и получаем примерно 1011Мс, что весьма близко к современной оценке массы, проведенной по звездным подсчетам в избранных площадках Млечного Пути 1,6 * 1011Мс.
    Таким образом, проблема Цвикки, как и проблема зависимости скоростей объектов от расстояния от центра галактик, вполне успешно может быть решена без привлечения новых сущностей наподобие гипотетических массивных частиц с экзотическими свойствами.

    Темная энергия

    Существование темной энергии в основном базируется на утверждении об ослаблении среднего блеска сверхновых звезд типа Ia. Сверхновая этого типа происходит при образовании нейтронной звезды из вырожденного белого карлика из-за увеличения его массы свыше предела Чандрасекара вследствие аккреции газа от близкого компаньона в тесной двойной системе. К сожалению, тут существует как минимум три фактора, не позволяющих сегодня считать этот эффект ослабления блеска наблюдательным фактом.

    Во-первых, излучение такой сверхновой неодинаково в различных направлениях, поскольку у двойной системы существует ось, произвольно ориентированная по отношению к наблюдателю. Чтобы уменьшить ошибку из-за ориентации, необходимо весьма существенное число наблюдений. Но этого пока нет, постановка вопроса началась с шести сверхновых (рис. 2).

    Рис. 2. Зависимость скорости расширения Вселенной от удаления от наблюдателя, полученная по наблюдению вспышек сверхновых типа Ia.

    На рис. 2 изображена диаграмма «расстояние — скорость», полученная из наблюдений сверхновых на орбитальном телескопе Хаббл. Видно, что подавляющая часть сверхновых сгруппирована в диапазоне R<330 Мпс, которая соответствует линейному закону расширения. И только шесть сверхновых расположены в диапазоне расстояний 330 < R < 700 Мпс, однако именно по ним делается вывод об ускорении Вселенной. Заметим, что в настоящее время нет целенаправленной программы патрулирования сверхновых в далеких галактиках, поэтому вспышки регистрируются в основном случайно. Во-вторых, возможно, существует и второй тип сверхновых этого типа I — сверхновые, произошедшие от слияния двух белых карликов, а у них, вероятно, будет другая энергия взрыва.
    Первые два возражения можно устранить с помощью увеличения количества наблюдений далеких сверхновых, однако на сегодняшний день наибольшую проблему представляет определение блеска сверхновой с достаточной точностью. Дело в том, что все наблюдаемые далекие сверхновые — это весьма слабые звезды 22—24-й величины, а калибровка фотометрии на таких потоках имеет ошибку около 0,1—0,5 звездной величины из-за отсутствия слабых звезд-стандартов. Привязать сигнал от звезд 20—25-й звездной величины к хорошо промеренным звездам 10-й величины мешает динамический диапазон прибора. С другой стороны, точность измерения потоков современных слабых звезд-стандартов 15—17 величины составляет около 10%, поэтому даже в самом оптимистичном случае погрешность определения потока излучения от сверхновой не будет точнее этой величины.
    Отсюда следует очень простой вывод. Исходя из полноты и точности современных наблюдательных данных, мы не можем рассуждать об ускорении или замедлении расширения Вселенной. Подавляющая часть зарегистрированных сверхновых расположена на сравнительно небольшом от нас расстоянии R<350 Мпс, где с высокой точностью расширение подчиняется линейному закону. Поэтому сторонники введения в космологию так называемой антигравитации вакуума, или темной энергии, теряют главный аргумент, с помощью которого они обосновывают наличие ускорения в расширении Вселенной.

    Космология и научное сообщество

    После приведенных выше фактов возникают естественные вопросы: что же такое современная космология, насколько она состоятельна как наука и каковы ее дальнейшие перспективы. К сожалению, в современной науке мы нередко встречаемся с ситуацией, когда сравнительно небольшое научное сообщество, специализирующееся в своей узкой области знания, является источником самых разных экстравагантных гипотез, которые пользуются повышенным вниманием у обывателей. Из всего спектра выдаваемой информации особенно популярна тематика катастроф, происхождения и будущего человечества, поэтому нет ничего удивительного, что космология на этом поприще заняла свою уникальную нишу. Дело в том, что претензия на решение «глобальных вселенских проблем» не только интересна обывателям, но и традиционно является одним из критериев развития науки в стране и даже объектом национальной гордости — имиджевый проект. Поэтому для решения таких задач можно смело требовать гранты, созывать многочисленные конференции и штамповать сотни статей в профильные научные журналы, раскручивая свой рейтинг. Одним словом, играя по определенным правилам сообщества, каждый может почувствовать себя настоящим большим ученым со всей присущей атрибутикой и бутафорией. Весь этот процесс есть не более чем социальное и в некоторой степени даже коммерческое явление, происходящее внутри научного сообщества. В конечном итоге оно становится возможным по причине недостаточности наблюдательных данных, поскольку можно очень вольно интерпретировать имеющуюся на сегодняшний день информацию и выдавать публике глобальные, но безответственные результаты.
    Как это ни парадоксально, но сложившаяся ситуация не наносит вреда ни космологии, ни космологам, ни науке в целом. Все дело в том, что для построения более адекватных космологических моделей нужно уточнить очень много сопутствующей информации, качественно улучшить методику измерений и повысить точность наблюдений. Необходимость этих действий была продемонстрирована нами в приведенных выше примерах с темной материей и темной энергией. Но, даже несмотря на имеющиеся сегодня орбитальные телескопы и новые проекты, едва ли в ближайшей перспективе мы сумеем принципиально улучшить нынешнее положение дел. А если это так, то в силу естественных причин никому не придется отвечать перед обществом за свои поспешные виртуальные космологические теории. Все прекрасно понимают это, поэтому труд ученого на ниве космологии абсолютно безвреден как для его собственного авторитета, как и для имиджа науки в целом.

    Категория: Космология | Добавил: MiNiKi (29.03.2009) | Автор: Михаил Никифоров W
    Просмотров: 3247 | Рейтинг: 0.0/0
    Всего комментариев: 0
    Добавлять комментарии могут только зарегистрированные пользователи.
    [ Регистрация | Вход ]
    Все права защищены. Krigerworld © 2009-2017