Наблюдаемая Вселенная — в космологии Большого взрыва сферическая по форме часть Вселенной, содержащая всю материю, доступную для прямого наблюдения (при помощи астрономических средств) человеком с Земли и из Солнечной системы. С точки зрения пространства это область, из которой излучение от любой видимой материи успело за время существования Вселенной (около 13,8 миллиарда лет) достичь нынешнего местоположения Земли, и тем самым стать наблюдаемым. Диаметр наблюдаемой Вселенной оценивается в 93 миллиарда световых лет. Границей наблюдаемой Вселенной является космологический горизонт, объекты на нём имеют бесконечное красное смещение«За горизонтом вселенских событий» , «Вокруг света», № 3 (2786), март 2006 — качественное популярное описание понятия края наблюдаемой Вселенной (горизонт событий, горизонт частиц и сфера Хаббла).. Число галактик в наблюдаемой Вселенной оценивается более чем в 500 миллиардовhttp://www.dailygalaxy.com/my_weblog/2013/06/500-billion-a-universe-of-galaxies-some-older-than-milky-way.html .. Любая точка Вселенной имеет свою зону наблюдаемой Вселенной, в данной статье это понятие описывается относительно Земли.
Часть наблюдаемой Вселенной, доступной для изучения современными астрономическими методами, называется Метагала́ктикой; она расширяется по мере совершенствования приборов. За пределами Метагалактики располагаются гипотетические внеметагалактические объекты. Метагалактика может быть или малой частью Вселенной, или почти всей.
Сразу после своего появления Метагалактика начала расширятьсяВведение в философию — М.: Политиздат, 1989. Ч. 2. — С. 85. однородно и изотропно. В 1929 году Эдвином Хабблом была обнаружена зависимость между красным смещением галактик и расстоянием до них (закон Хаббла). На нынешнем уровне представлений она трактуется как расширение Вселенной.
Некоторые теории (например, большинство инфляционных космологических моделей) предсказывают, что полная Вселенная имеет размер намного больший, чем наблюдаемая.
Теоретически граница наблюдаемой Вселенной доходит до самой космологической сингулярности, однако на практике границей наблюдений является реликтовое излучение. Именно оно (точнее, поверхность последнего рассеяния) является наиболее удалённым из объектов Вселенной, наблюдаемых современной наукой. В то же время в настоящий момент, по мере хода времени, наблюдаемая поверхность последнего рассеяния увеличивается в размерах, так что границы Метагалактики растут, и растёт, например, масса наблюдаемого вещества во Вселенной.
Наблюдаемую Вселенную можно, хотя и грубо, представлять как шар с наблюдателем в центре. Расстояния в пределах Метагалактики измеряются в терминах «красного смещения», z.
Ускорение расширения наблюдаемой Вселенной означает, что в природе имеется не только всемирное тяготение (гравитация), но и всемирное антитяготение (тёмная энергия), которое преобладает над тяготением в наблюдаемой Вселенной.
Метагалактика не только однородна, но и изотропна.
В гипотезе «раздувающейся Вселенной» из ложного вакуума вскоре после появления Вселенной могла образоваться не одна, а множество метагалактик (в том числе и наша).
В некоторых случаях понятия «Метагалактика» и «Вселенная» приравнивают.
Основные параметры Гравитационный радиус всей нашей Вселенной сравним с радиусом наблюдаемой её части. Гравитационный радиус Метагалактики , где G — гравитационная постоянная, с — скорость света в вакууме, — характерная масса Метагалактики. Масса наблюдаемой части Вселенной — больше 1053 кг. В наше время средняя плотность вещества Метагалактики ничтожно мала, она близка к величине 10−27 кг/м3, что эквивалентно массе всего нескольких атомов водорода на один кубический метр пространства. В наблюдаемой части Вселенной более 1087 элементарных частиц, при этом основную часть этого количества составляют фотоны и нейтрино, а на частицы обычной материи (нуклоны и электроны) приходится незначительная часть — порядка 1080 частиц.
Согласно экспериментальным данным, фундаментальные физические постоянные не изменялись за характерное время существования Метагалактики.
Размер
Размер наблюдаемой Вселенной из-за нестационарности её пространства-времени — расширения Вселенной — зависит от того, какое определение расстояния принять. Сопутствующее расстояние до самого удалённого наблюдаемого объекта — поверхности последнего рассеяния реликтового излучения — составляет около или ( или 4,6 световых лет) во всех направлениях. Таким образом, наблюдаемая Вселенная представляет собой шар диаметром около 93 миллиардов световых лет и центром в Солнечной системе (месте пребывания наблюдателя). Объём Вселенной примерно равен 3,5 м3 или 350 квинвигинтиллионов , что примерно равняется 8,2 планковских объёмов. Свет, испущенный самыми удалёнными наблюдаемыми объектами вскоре после Большого взрыва, прошёл до нас лишь 13,8 миллиардов световых лет, что значительно меньше, чем сопутствующее расстояние 46 млрд световых лет (равное текущему собственному расстоянию) до этих объектов, ввиду расширения Вселенной. Кажущееся сверхсветовое расширение горизонта частиц Вселенной не противоречит теории относительности, так как эта скорость не может быть использована для сверхсветовой передачи информации и не является скоростью движения в инерциальной системе отсчёта какого-либо наблюдателя.
Самый удалённый от Земли наблюдаемый объект (известный на 2026 год), не считая реликтового излучения, — галактика, получившая обозначение MoM-z14. Она имеет красное смещение , свет шёл от галактики , то есть она сформировалась менее чем через 280 миллионов лет после Большого взрыва. Вследствие расширения Вселенной, сопутствующее расстояние до галактики составляет около 33,8 миллиардов световых лет.
Научная картина
Описанное выше многообразие порождает целый спектр задач наблюдательного характера. В одну группу можно включить изучение отдельных феноменов и объектов, а это:
Феномен расширения. А для этого нужно измерять расстояния и красные смещения и как можно более далёких объектов. При ближайшем рассмотрении это выливается в целый комплекс задач, называемый шкалой расстояний. Реликтовый фон. Отдельные удалённые объекты, как квазары и гамма-всплески.
Далёкие и старые объекты излучают мало света и необходимы гигантские телескопы, такие как обсерватория Кека, VLT, БТА, «Хаббл», «Джеймс Уэбб» и строящийся E-ELT. Кроме того, для выполнения первой задачи необходимы и специализированные средства — такие, как Hipparcos и Gaia.
Как было сказано, излучение реликтового фона лежит в микроволновом диапазоне длин волн, следовательно, для его изучения необходимы радионаблюдения и, желательно, космическими телескопами, такими как WMAP и «Планк».
Уникальные особенности гамма-всплесков требуют не только гамма-лабораторий на орбите, наподобие SWIFT, но и необычных телескопов — робот-телескопов — чьё поле зрения больше, чем у вышеупомянутых инструментов SDSS, и способных наблюдать в автоматическом режиме. Примерами таких систем может служить телескопы российской сети «Мастер» и российско-итальянский проект Tortora.
Предыдущие задачи — это работа по отдельным объектам. Совсем иной подход требуется для:
Изучения крупномасштабной структуры Вселенной. Изучение эволюции галактик и процессов её составляющие. Таким образом нужны наблюдения как можно более старых объектов и как можно в большем числе.
С одной стороны необходимы массовые, обзорные наблюдения. Это вынуждает использовать телескопы с широким полем, например, такие, как в проекте SDSS. С другой стороны требуется детализация, на порядки превышающая надобности большинства задач предыдущей группы. А это возможно только с помощью РСДБ-наблюдений, с базой в диаметр Земли, или ещё больше как эксперименте «Радиоастрон».
Отдельно стоит выделить поиск реликтовых нейтрино. Для её решения необходимо задействовать специальные телескопы — нейтринные телескопы и нейтринные детекторы, — такие как Баксанский нейтринный телескоп, Байкальский подводный, IceCube, KATRIN.
Одно изучение гамма-всплесков, да реликтового фона свидетельствует о том, что только оптическим участком спектра тут не обойтись. Однако атмосфера Земли имеет всего два окна прозрачности: в радио- и оптическом диапазоне, и поэтому без космических обсерваторий не обойтись. Из ныне действующих в пример здесь приведём Chandra, Integral, XMM-Newton, Гершель. В разработке находятся «Спектр-УФ», IXO, «Спектр-РГ», Astrosat и многие другие.
Шкала расстояний и космологическое красное смещение Измерение расстояния в астрономии — многоступенчатый процесс. И основная сложность заключается в том, что наилучшие точности у разных методах достигаются на разных масштабах. Поэтому для измерений всё более и более далёких объектов используется всё более и более длинная цепочка методов, каждый из которых опирается на результаты предыдущего.
В основании всех эти цепочек лежит метод тригонометрического параллакса — базовый, единственный, где расстояние измеряется геометрически, с минимальным привлечением допущений и эмпирических закономерностей. Прочие методы, в большинстве своём, для измерения расстояния используют стандартную свечу — источник с известной светимостью. И расстояние до него можно вычислить:
где — искомое расстояние, — светимость, — измеренный световой поток.
Метод тригонометрического параллакса
Параллакс — это угол, возникающий благодаря проекции источника на небесную сферу. Различают два вида параллакса: годичный и групповой.
Годичный параллакс — угол, под которым был бы виден средний радиус земной орбиты из центра масс звезды. Из-за движения Земли по орбите видимое положение любой звезды на небесной сфере постоянно сдвигается — звезда описывает эллипс, большая полуось которого оказывается равной годичному параллаксу. По известному параллаксу из законов евклидовой геометрии расстояние от центра земной орбиты до звезды можно найти как:
где — искомое расстояние, — радиус земной орбиты, а приближённое равенство записано для малого угла (в радианах). Данная формула хорошо демонстрирует основную трудность этого метода: с увеличением расстояния значение параллакса убывает по гиперболе, и поэтому измерение расстояний до далёких звёзд сопряжено со значительными техническими трудностями.
Суть группового параллакса состоит в следующем: если некое звёздное скопление имеет заметную скорость относительно Земли, то по законам проекции видимые направления движения его членов будут сходиться в одной точке, называемой радиантом скопления. Положение радианта определяется из собственных движений звёзд и смещения их спектральных линий, возникшего из-за эффекта Доплера. Тогда расстояние до скопления находится из следующего соотношения:
где и — соответственно угловая (в секундах дуги в год) и лучевая (в км/с) скорость звезды скопления, — угол между прямыми Солнце—звезда и звезда—радиант, а — расстояние, выраженное в парсеках. Только Гиады имеют заметный групповой параллакс, но до запуска спутника Hipparcos только таким способом можно откалибровать шкалу расстояний для старых объектов.
Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры На цефеидах и звёздах типа RR Лиры единая шкала расстояний расходится на две ветви — шкалу расстояний для молодых объектов и для старых. Цефеиды расположены, в основном, в областях недавнего звездообразования и поэтому являются молодыми объектами. Переменные типа RR Лиры тяготеют к старым системам, например, особенно их много в шаровых звёздных скоплениях в гало нашей Галактики.
Оба типа звёзд являются переменными, но если цефеиды — недавно образовавшиеся объекты, то звёзды типа RR Лиры сошли с главной последовательности — гиганты спектральных классов A—F, расположенные, в основном, на горизонтальной ветви диаграммы «цвет-величина» для шаровых скоплений. Однако, способы их использования как стандартных свеч различны:
Для цефеид существует хорошая зависимость «период пульсации — абсолютная звёздная величина». Скорее всего, это связано с тем, что массы цефеид различны.