\documentclass[12pt,a4size]{article}
\usepackage{mathtext}        % если нyжны pyсские бyквы в фоpмyлах
\usepackage[T2A]{fontenc}
%\usepackage[cp866]{inputenc}
\usepackage[russian]{babel}
%
\begin{document}

\begin{center}

               СТРАТЕГИЯ УСКОРЕНИЯ

\end{center}

 Одним из самых важных открытий 1998 года стало
обнаружение ускорения расширения Вселенной.
Несмотря на крайнюю необычность такого открытия,
оно практически моментально было признано большинством космологов.
Это связано как с высокой достоверностью наблюдательных результатов, 
так и с тем что открытие не было полной неожиданностью: все необходимые
понятия уже были разработаны на протяжении многих лет.

 После всеобщего принятия модели Большого взрыва основной задачей 
космологии стало определение основных параметров: полной плотности Вселенной,
$\Omega$, плотности вещества, $\Omega_m$, плотности барионов, $\Omega_b$,
постоянную Хаббла, $h$, и др.
Эти параметры можно определить из наблюдений реликтового излучения,
определения расстояний до далеких объектов, изучения химической эволюции
галактик, а также из расчетов и наблюдения крупномасштабной структуры
Вселенной.

 Все эти наблюдения и расчеты указывали на две интересные особенности:
полная плотность Вселенной оказывалась несколько больше плотности вещества
и возраст Вселенной в простой модели с холодной темной материей
оказывался слишком маленьким. Именно обсуждение этих двух особенностей
сделало открытие ускорения расширения Вселенной ожидаемым, поэтому обсудим
их поподробнее.

 Полная плотность Вселенной определяется всей массой (и энергией, в
соответствии с общей теорией относительности) во Вселенной. Масса может
создаваться обычным веществом, т.е. барионами -- протонами и нейтронами,
темным веществом, которое может быть холодным, если состоит из тяжелых
частиц, и горячим, если состоит из легких частиц, например нейтрино,
кроме этого масса может создаваться различными физическими полями
и вообще всем, обладающим энергией.

 По современным наблюдениям полная плотность Вселенной близка к критической,
что принято выражать как $\Omega \sim 1$, при этом плотность, определяемая
барионами, $\Omega_b \sim 0.005$, темная материя в скоплениях галактик
(см. Звездочет 1995 N7) дает вклад порядка $\Omega \sim 0.4$.
Следовательно остается примерно половина массы Вселенной, которая
определяется чем-то науке незвестным и при этом равномерно распределенным во
Вселенной.

 После того, как численные расчеты крупномасштабной структуры Вселенной
показали, что ни горячая, ни холодная темная материя не могут как следует 
объяснить эту равномерно размазанную половину массы Вселенной, стало
популярным связывать эту часть массы с т.н. $\Lambda$-членом.

  $\Lambda$-член был введен, как известно, еще Эйнштейном, для того,
чтобы сделать Вселенную стационарной. От стационарности Вселенной наука
отказалась (благодаря работам Александра Фридмана это произошло даже до
открытия расширения Вселенной), а вот сам  $\Lambda$-член пригодился.

  $\Lambda$-член обладает удивительным свойством: он вносит положительный
вклад в массу, но отрицательный вклад в давление, т.е. он приводит к
расширению, расталкиванию, а не к сжатию. Таким образом, введение 
$\Lambda$-члена позволяет, кроме того, "увеличит возраст" Вселенной, что
снимает противоречия с наблюдениями звезд и звездных скоплений, чей возраст
оказывался больше возраста Вселенной в модели холодной темной материи.

  И вот, современные наблюдения позволили не только хорошо оценить
вклад  $\Lambda$-члена в полную плотность Вселенной, но и показать, что
этот вклад настолько велик, что "расталкивание" превосходит притяжение,
и Вселенная расширается с ускорением.

 Открытие ускорения расширения связано с наблюдениями космологических,
т.е. очень далеких, сверхновых типа Ia. Сверхновые делятся на несколько
типов, и для наших наблюдений важны те, которые обладают свойством
"стандартной свечи", т.е. имеют примерно одинаковую светимость в максимуме
блеска. Тогда по наблюдениям блеска можно немедленно определить расстояние
до галактики, в которой вспыхнула свехновая.

 Сразу две независимых группы наблюдателей: Проект космологических
сверхновых под руководством Перлмуттера (S. Perlmutter) и Команда по поиску
сверхновых на больших красных смещениях, получили сходные результаты.
Используя разные методы анализа и разные наблюдения обе группы ученых
показали наличие ускорения расширения Вселенной.

 Наблюдения сверхновых позволяют измерить разность $\Omega_{\Lambda} - 
\Omega_m$, т.к. эта величина характеризует превосходство "расталкивания" над
притяжением.
 При этом удалось также получить оценку вклада  $\Lambda$-члена, который
оказался порядка $\Omega_{\Lambda} \sim 0.85 \pm 0.2$. 
  
 Кроме этих наблюдений, исследования реликтового излучения
позволяют определить сумму $\Omega_{\Lambda} +
\Omega_m$, т.е. геометрию Вселенной в момент, когда вещество
рекомбинировало, и реликтовые фотоны получили возможность свободно
странствовать по Вселенной.

 Пересечение двух измерений в совершенно разных подходах позволяют с
достаточно хорошей точностью определить и $\Omega_{\Lambda}$ и $\Omega_m$.

 Подведем итоги. Развеялся миф о том, что расширение нашей Вселенной
замедляется, и возможно три сценария: вечное расширение, если $\Omega <1$;
смена расширения сжатием, если  $\Omega >1$; и промежеточные вариант плоской
Вселенной с $\Omega =1$. Появился на свет четвертый вариант, когда несмотря
на то, что $\Omega >1$ Вселенная будет расширяться вечно, т.к. 
основной вклад в  $\Omega$ делает не обычное вещество, и не загадочная
темная материя, а еще более удивительный $\Lambda$- член, физика которого
так и не понята учеными, несмотря на большое количество весьма остроумных
гипотез.

Подписи к рисункам.

Рис. 1. Два подхода (сверхновые, SNIa, и наблюдения реликтового фона,
CMD Anisotropy) позволяют определить вклады материи и $\Lambda$-члена
в плотность Вселенной.

Рис. 2. Зависимость "размера Вселенной" от времени. К трем привычным
сценариям добавляется сценарий с ускорением.

Рис. 3. Остаток взрыва сверхновой Vela.

Рис. 4. Неоднородности реликтового фона по наблюдениям спутника COBE.

Рис. 5. Результаты моделирования крупномасштабной структуры с учетом
$\Lambda$-члена (из работы А. Клыпина, А. Кравцова и А. Хохлова).   

Мы благодарим аспиранта ГАИШ Вадима Устянского за помощь в подготовке
иллюстраций.

						Алексей Топоренский
                                                (ГАИШ МГУ, интересы: 
                                                космология ранней Вселенной)

                                                Сергей Попов
                                                (ГАИШ МГУ, интересы:
                                                астрофизика высоких энергий)

\end{document}
