Современная космология и проблема скрытой массы во Вселенной

Стремление представить структуру всего окВнружающего мира всегда являлось одной из насущных потребностей развивающегося человечества. ВлКак устроен мир? Почему существует? Откуда взялся?В» тАФ это примеры вечных вопросов. Их задавали себе люди и тогда, когда настоящей науки еще не было, и потом, когда зарождаюВнщееся и набирающее силу знание начало свое бесконечВнное движение в отыскании истины. Во время работы над этойВа темой была предпринята попытка небольшого анализа истории космологии и проблемы скрытой массы во Вселенной.

На каждом историческом этапе у людей были различВнные господствующие представления о Вселенной. Эти представления отражали тот уровень знаний и опыт изуВнчения природы, который достигался на соответствующем этапе развития общества. По мере того как расширились пространственные (и временные) масштабы познанной человеком части Вселенной, менялись и космологические представления. Первой космологической моделью, имеюВнщей Математическое обоснование, можно считать геоценВнтрическую систему мира К. Птолемея (II век н. э.). В системе Птолемея в центре Вселенной была неподвижная шарообразная Земля, а вокруг нее обращалась ЛуВнна, Солнце, планеты, движимые сложной системой окВнружностей тАФ ВлэпицикловВ» и ВлдифферентовВ», и, наконец, все это было заключено в сферу неподвижных звезд. То есть система претендовала на описание всего материального мира, т. е. была именно космологической системой. Как бы наивно с нашей сегодняшней точки зрения ни выглядел этот Влвесь мирВ», необходимо отмеВнтить, что в ней было рациональное зерно тАФ кое-что эта система описывала в основном правильно. Конечно, праВнвильное описание касалось не всего мира, всей ВселенВнной, а только лишь маленькой его части. Что же в этой системе было правильным? Правильным было представВнление о нашей планете как о шарообразном теле, свободВнно висящем в пространстве; правильным было то, что Луна обращается вокруг Земли. Все остальное, как выяснилось, не соответствовало действительности. Наука тогда была еще в таком состоянии, что, за исключением отдельных гениальных догадок, не могла выйти за рамки системы Земля тАФ Луна. Система мира Птолемея господВнствовала в науке около 1,5 тысячи лет. Затем ее сменила гелиоцентрическаяВаВа системаВаВа мираВаВа Н.ВаВа Коперника (XVI век и. э.).

Революция, произведенная в науке учением КоперниВнка, связана в первую очередь с тем, что наша Земля была признана рядовой планетой. Исчезло всякое протиВнвопоставление ВлземногоВ» и ВлнебесногоВ». Система КоперВнника также считалась системой Влвсего мираВ». В центре мира было Солнце, вокруг которого обращались планеты. Все это охватывала сфера неподвижных звезд.

Как мы знаем теперь, в действительности система Коперника была вовсе не Влсистемой мираВ», а схемой строения Солнечной системы, и в этом смысле была праВнвильной.

В дальнейшем необычное расширение масштабов исВнследованного мира благодаря изобретению и совершенстВнвованию телескопов привело к представлению о звездВнной Вселенной. Наконец, в начале XX века возникло представление о Вселенной как о мире галактик (метагалактики). При рассмотрении этой исторической цепочки смен космологических представлений ясно прослеживаВнется следующий факт. Каждая Влсистема мираВ» по суВнществу была моделью наибольшей достаточно хорошо изученной к тому времени системы небесных тел. Так, модель Птолемея правильно отражала строение системы Земля тАФ Луна, система Коперника была моделью СолВннечной системы, идеи модели звездного мира В. Гершеля и др. отражали некоторые черты строения нашей звездной системы тАФ Галактики. Но каждая из этих моВнделей претендовала в свое время на описание строения Влвсей ВселеннойВ». Эта же тенденция на новом уровне прослеживается, как мы увидим, и в развитии современВнной космологии в XX веке.

2. НЕМНОГО ИСТОИИ

Рассмотрим очень кратко, какие этапы прошло развиВнтие науки о Вселенной уже в наше время. Современная космология возникла в начале XX века после создания А. Эйнштейном релятивистской теории тяготеВнния (общей теории относительности).

Первая релятивистская космологическая модель, осВннованная на новой теории тяготения и претендующая на описание всей Вселенной, была построена А. ЭйнштейВнном в 1917 г. Однако она описывала статическую ВсеВнленную и, как показали астрофизические наблюдения, оказалась неверной.

В 1922тАФ1924 гг. советским математиком А. А. ФридВнманом были получены общие решения уравнений ЭйнВнштейна, примененных к описанию всей Вселенной. ОкаВнзалось, что в общем виде эти решения описывают ВсеВнленную, меняющуюся с течением времени. Звездные сисВнтемы, заполняющие пространство, не могут находиться в среднем на неизменных расстояниях друг от друга. Они должны либо удаляться, либо сближаться. Мы увиВндим далее, что это является неизбежным следствием наВнличия сил тяготения, которые главенствуют в космичеВнских масштабах. Вывод Фридмана означал, что ВселенВнная должна либо расширяться, либо сжиматься. Вывод этот означал коренВнную перестройку наших самых общих представлений о Вселенной и далеко не сразу был понят и принят даже наиболее передовыми умами человечества. В 1929 г. амеВнриканский астроном Э. Хаббл с помощью астрофизичеВнских наблюдений открыл расширение окружающего нас мира галактик, открыл расширение Вселенной, подтверВнждающее правильность выводов А. А. Фридмана. Модели Фридмана являются основой всего последующего развиВнтия космологии. Как мы увидим далее, эти модели опиВнсывали механическую картину движения огромных масс Вселенной и ее глобальную структуру. Если прежние Космологические построения призваны были описывать главным образом именно наблюдаемую теперь структуру Вселенной с неизменным в среднем движением миров в ней, то модели Фридмана по своей сути были эволюциВнонными, связывали сегодняшнее состояние Вселенной с ее предыдущей историей. В частности, из этой теории следовало, что в далеком прошлом Вселенная была совВнсем не похожа на наблюдаемую нами сегодня. Тогда не было ни отдельных небесных тел, ни их систем, все вещество было почти однородным, очень плотным и быстро расширялось. Только значительно позже из этого вещеВнства возникли галактики и их скопления. Начиная с конца 40-х годов нашего века все большее внимание в косВнмологии привлекает физика процессов на разный этапах космологического расширения.

В это время Г. Гамовым была выдвинутатак назыВнваемая теория горячей Вселенной. В этой теории расВнсматривались ядерные реакции, протекавшие в самом наВнчале расширения Вселенной в очень плотном веществе. При этом предполагалось, что температура вещества быВнла велика (отсюда и название теории) и падала с расВнширением. Хотя в первых вариантах теории и были еще существенные недостатки (впоследствии они были устраВннены), она сделала два важных предсказания, которые могли быть проверены наблюдениями. Теория предскаВнзывала, что вещество, из которого формировались первые звезды и галактики, должно состоять главным образом из водорода (примерно на 75%) и гелия (около 25%), примесь других химических элементов незначительна. Другой вывод теории состоял в том, что в сегодняшней Вселенной должно существовать слабое электромагнитВнное излучение, оставшееся от эпохи большой плотности и температуры вещества. Это излучение, остывшее в хоВнде расширения Вселенной, было названо советским астВнрофизиком И. С. Шкловским реликтовым излучением. Оба предсказания теории блестяще подтвердились.

К этому же времени (конец 40-х годов) относится появление принципиально новых наблюдательных возВнможностей в космологии. Возникла радиоастрономия, а затем после начала космической эры развилась рентгеВнновская, гамма-астрономия и др. Новые возможности поВнявились и у оптической астрономии. Сейчас разными меВнтодами Вселенная исследуется вплоть до расстояний в несколько миллиардов парсеков (парсек тАФ единица расстояния, используемая астрономами и равная примерно трем световым годам или 3 тАв 10¹⁸ см.).

В 1965 г. американские физики А. Пензиас иР. Вилсон открыли реликтовое излучение, за что в 1978 г. они были удостоены Нобелевской премии. Это открытие доВнказало справедливость теории горячей Вселенной.

Современный этап в развитии космологии характериВнзуется интенсивным исследованием проблемы начала космологического расширения, когда плотности материи и энергии частиц были огромными. Руководящими идеяВнми здесь являются новые теоретические открытия в фиВнзике взаимодействия элементарных частиц при очень больших энергиях. Другой важной проблемой космологии является проблема возникновения структуры ВселенВнной тАФ скоплений галактик, самих галактик и т. д. из первоначально почти однородного расширяющегося веВнщества.

Современная космология построена трудами многих ученых всего мира. Можно отметитьВа важную роль наВнучных школ, созданных в нашей стране академиками В. Л. Гинзбургом, Я. Б. Зельдовичем, Е. М. Лившицем, М. А. Марковым, И. М. Халатниковым.

Следует подчеркнуть определяющую роль астрофизиВнческих наблюдений в развитии современной космологии. Ее выводы и заключения проверяются прямыми или косвенными наблюдениями. Сегодня мы можем судить о строении и эволюции наблюдаемой нами Вселенной с той же степенью надежности, с которой мы судим о строении и эволюции звезд, о природе других небесных тел.

На данном этапе считается, что звездные системы тАФ галакВнтики тАФ состоят из сотен миллиардов звезд. Их размеры чаВнсто достигают десятков тысяч парсеков. Галактики в свою очередь собраны в группы и скопления. Размеры крупных скоплений тАФ несколько миллионов парсеков (Мпк). Имеются и еще большие по масштабам сгущеВнния и разрежения в распределении галактик. Однако, наВнчиная с масштабов в несколько сотен миллионов парсеВнков в больше распределение вещества во Вселенной можно считать однородным.

3. ВаМОДЕЛЬ ВСЕЛЕННОЙ

Что значит, построить модель Вселенной? Самый общий ответ на этот вопрос таков: необходимо найти уравнения, которым подчиняются параметры, хаВнрактеризующие свойства Вселенной, и затем решить эти уравнения. Но как можно писать какие-то уравнения для всей Вселенной? В этом и следующих разделах мы покажем, как это делается. Разумеется под словом ВлмодельВ» подразумевается выделение какие-то основных свойств, интересующие исследователей в первую очеВнредь. Заранее очевидно, что каждое явление бесконечно многообразно и все его черты не может описать никакая система уравнений. Сказанное тем более справедливо для Вселенной. Поэтому обычный метод моделирования каВнкого-либо явления тАФ это выделение в нем главного, тиВнпичного.

Когда мы говорим о Вселенной, нас в первую очередь интересует распределение вещества в самых больших масштабах и ее движение. Значит, нам предстоит поВнстроить математическую модель, описывающую распреВнделение вещества в пространстве и его движение. Что касается распределения вещества в больших масштабах, то, как уже было сказано, его можно с хорошей точВнностью считать однородным по пространству. Нет во Вселенной и каких-либо выделенных направлений. Как говорят, наша Вселенная однородна и изотропна. Что определяет движение вещества в космических масштабах? Конечно же, это, в первую очередь, силы всемирною тяВнготения тАФ они главенствуют во Вселенной. Их называют также силами гравитации.

Итак, для построения модели Вселенной необходимо воспользоваться уравнениями тяготения. Закон всемирВнного тяготения был установлен И. Ньютоном. Его спраВнведливость подтверждалась на протяжении веков самыми разнообразными астрономическими наблюдениями и лаВнбораторными экспериментами. Однако А. Эйнштейн показал, что закон тяготения Ньютона справедлив лишь в сравнительно слабых полях тяготения. Для сильных же полей необходимо применять релятивистскую теорию гравитации тАФ общую теорию относительности. Какие же поля следует считать достаточно сильными? Ответ таков: если поле тяготения разгоняет падающие в нем тела до скоростей, близких к скорости света, то это сильВнное поле. Какова сила гравитационного поля во Вселенной? Легко покаВнзать, что поля там долВнжны быть огромными.Ва

А. А. Фридман восВнпользовался для построения модели Вселенной уравнеВнниями Эйнштейна. Однако много лет спустя выяснилось, что для построения механики движения масс в однородВнной Вселенной нет необходимости использовать сложнейВнший математический аппарат теории Эйнштейна. Это было показано в 1934 г. Э. Милном и В. Маккри. ПриВнчина этой удивительной возможности состоит в следуюВнщем. Сферически-симметричная материальная оболочка не создает никакого гравитационного поля во всей внутВнренней полости.

Теперь обратимся к рассмотрению сил тяготения во Вселенной. В больших масштабах распределение вещества во Вселенной можно считать однородным.Ва Рассмотрим сначала силы тяготеВнния, создаваемые на поверхности шара только веществом самого шара, и не будем пока рассматривать все остальВнное вещество Вселенной. Пусть радиус шара выбран не слишком большим, так что поле тяготения, создаваемое веществом шара, относительно слабо и применима теоВнрия Ньютона для вычисления силы тяготения. Тогда гаВнлактики, находящиеся на граничной сфере, будут притяВнгиваться к центру шара с силой, пропорциональной масВнсе шара, и обратно пропорциональной квадрату его радиуса.

Теперь вспомним обо всем остальном веществе Вселенной вне шара и попытаемся учесть силы тяготения, им создаваемые. Для этого будем рассматривать последоваВнтельно сферические оболочки все большего и большего радиуса, охватывающие шар. Но, как было сказано выше,Ва что сферически-симметричные слои вещества никаких гравиВнтационных сил внутри полости не создают. СледовательВнно,все эти сферически-симметричные оболочки (т. е. все остальное вещество Вселенной) ничего не добавят к силе притяжения, которое испытывает галактикаВа на поВнверхности шара к его центру. Такой же вывод справедлив в общей теории относительности. Теперь ясно, почему для вывода законов движеВнния масс в однородной Вселенной можно воспользоватьВнся теорией Ньютона, а не Эйнштейна.

Мы выбрали шар достаточно малым, чтобы была применима теория НьюВнтона для вычисления гравитационных сил, создаваемых его веществом. Массы остальной Вселенной, окружаюВнщие шар, на силы гравитации в данном шаре никак не повлияют. Но никаких других сил в однородной ВселенВнной вообще нет. Действительно, это могли бы быть тольВнко силы давления вещества. Но даже если давление есть (аВа в далеком прошлом давление во Вселенной было огромным), то оно не создает гидродинамиВнческой силы. Ведь такая сила возникает только при пеВнрепаде давления от места к месту. Вспомним, что мы не чувствуем никакой силы от большого давления нашей атмосферы из-за того, что внутри нас воздух создает точВнно такое же давление. Никакого перепада нет тАФ нет и силы. Но наша Вселенная однородна. Значит, в любой момент времени и плотность, и давлениеВа (если оно есть) везде одинаковы, и никакого перепада давлений быть не может.

Итак, для определения динамики вещества нашего шара существенно только тяготение его массы, определяВнемое по теории Ньютона. Но Вселенная однородна. Это значит, что все области ее эквивалентны.Ва Если определить движение вещества в данном шаре, можно найти, как меняются в нем плотность, давление, то тем самым найдем изменение этих величин и в люВнбом другом месте, во всей Вселенной.

4. ПЕРВАЯ КОСМОЛОГИЧЕСКАЯ МОДЕЛЬ ВСЕЛЕННОЙ - МОДЕЛЬ ЭЙНШТЕЙНА

Первая космологическая модель была поВнстроена А. Эйнштейном в 1917 г. вскоре после создания им Общей теории относительности. Как и все тогда, он счиВнтал, что Вселенная должна быть стационарна, она не может направленно эволюционировать. Эта модель создавалась более чем за десять лет до открытия Э. Хаббла. А. Эйнштейн, по-видимому, ничего не знал о больших скоростях некоторых галактик, которые к тому времени уже были измерены. К тому же в то время не было еще надежных доказательств, что галактики тАФ действительно далекие звездные системы. Излагая свою Модель, Эйнштейн писал: ВлСамое важное из всего, что вам известно из опыта о распределении материи, заклюВнчается в том, что относительные скорости звезд очень малы по сравнению со скоростью света. Поэтому я поВнлагаю, что на первых порах в основу наших рассуждеВнний можно положить следующее приближенное допущеВнние: имеется координатная система, относительно котоВнрой материю можно рассматривать находящейся в течение продолжительного времени в покоеВ».

Исходя из таких соображений, Эйнштейн ввел космиВнческую силу отталкивания, которая делала мир стациоВннарным. Эта сила универсальна: она зависит не от масВнсы тел, а только от расстояния, их разделяющего. УскоВнрение, которое эта сила сообщает любым телам, разнеВнсенным на расстояние, должно быть пропорционально расстоянию.Ва Силы отталкивания, если они, конечно, существуют в природе, можно было бы обнаружить в достаточно точных лабораторных опытах. Однако малость величиныВа делает задачу ее лабораторного обнаружения совершенно безнадежной. Действительно, это ускорение пропорциоВннально расстоянию и в малых масштабах ничтожно. Легко подсчитать, что при свободном падении тела на поверхность Земли добавочное ускорение в 10³⁰ раз меньше самого ускорения свободного падения. Даже в масштабе Солнечной системы или всей нашей Галактики эти силы ничтожно малы по сравнению с силами тяготеВнния. РазумеетВнся, это отталкивание никак не сказывается на движении тел Солнечной системы и может быть обнаружено тольВнко при исследовании движений самых отдаленных наВнблюдаемых галактик.

Так, в уравнениях тяготения Эйнштейна появилась космологическая постоянная, описывающая силы отталВнкивания вакуума. Действие этих сил столь же универВнсально, как и сил всемирного тяготения, т. е. оно не заВнвисит от физической природы тела, на котором проявляВнется, поэтому логично назвать это действие гравитацией вакуума.

Через несколько лет послеВа работыВа Эйнштейна, А. А. Фридманом была создана теория расширяющейся Вселенной. А. Эйнштейн сначала не соглашался с вывоВндами советского математика, но потом полностью их приВнзнал.

После открытия Э. Хабблом расширения Вселенной какие-либо основания предполагать, что в природе сущеВнствуют космические силы отталкивания, казалось бы отпали.

5. ВлПУСТАЯВ»Ва ВСЕЛЕННАЯ

Что будет, если из Вселенной убрать все вещество? На первый взгляд кажется, что такая операВнция совершенно абстрактна и получаемая модель будет соответствовать лишьВа воображению теоВнретиков. НоВа это вовсе не так и ниВнчего фантастического или тем более наивного в такой операции нет. В истоВнрии Вселенной, по-видимому, был период, когда она быВнла практически пуста, свободна от обычной физической материи, и модель пустой Вселенной описывала тогда ее эволюцию.

Впервые модель пустой Вселенной была построена голландским астрономом В. де Ситтером в 1917 г. Виллем де Ситтер был, если так можно выразиться, ВлкласВнсическим астрономомВ». Он много занимался точным опВнределением положения звезд на небе, небесной механиВнкой, был одним из пионеров массовых фотометрических наблюдений звезд. В течение десятилетий он изучал движение спутников Юпитера, создал теорию этого двиВнжения, которой пользуются до сих пор. В. де Ситтер сразу оценил то огромное значение, которое теория ЭйнВнштейна должна иметь в астрономии вообще и в космолоВнгии в особенности. Модель Вселенной де Ситтера была опубликована в тот же год, что и модель Эйнштейна, и обе эти модели можно считать первым опытом примеВннения Общей теории относительности в космологии.

Итак, следуя де Ситтеру, уберем из Вселенной все вещество. Поместим в наВншу пустую Вселенную две свободные пробные частицы на расстоянииВа друг от друга. Частицы называются пробными, так как предполагается, что их массы достаВнточно малы, чтобы не влиять на их относительное двиВнжение, а свободными они называются потому, что на них не действует никакая сила, кроме гравитации. Во Вселенной это могут быть, например, две галактики, расположенные достаточно далеко друг от друга. Тогда отрицательная гравитация заставляет обе гаВнлактики двигаться друг от друга с ускорением, пропорВнциональным расстоянию. Если по ускорению найти скорость, а затем изменение расстояния со временем, то легко показать, что относительная скорость частиц-гаВнлактик будет стремительно нарастать.

Такую зависимость называют экспоненциальной, она выВнражает чрезвычайно быстрый рост расстояния от времени. Какой жеВа можноВа сделать вывод? В Влпочти пусВнтойВ» Вселенной, т. е. в такой Вселенной, в которой можно пренебречь обычным тяготением галактик друг к друВнгу, галактики могут приобрести большие скорости удаления друг от друга. Такой вывод получил де Ситтер в 1917 г. В это время ему были известны скорости только трех галактик, и он не мог прийти к какому-либо определенВнному заключению о справедливости своей теории. К сегодняшней Вселенной модель де Ситтера вряд ли применима:Ва динамика Вселенной определяВнется обычным тяготением вещества. Но эта модель оказалась важной для описания далекого прошлого Вселенной, когда она только начинала расширяться.

6. ГИПОТЕЗА ВлБОЛЬШОГО ВЗРЫВАВ»

Работы Фридмана показали, как с течением времени должна эволюционировать Вселенная. В частноВнсти, они предсказали необходимость существования в прошлом Влсингулярного состоянияВ» тАФ вещества огромной плотности, а значит, и необходимость какой-то причины, побудившей сверхплотное вещество начать расширяться. Это было теоретическим открытием взрывающейся ВсеВнленной. Заметим, что открытие было сделано без налиВнчия каких-либо идей о самом взрыве, о причине начала расширения Вселенной. Никаких намеков на подобные идеи ни в теории, ни в эксперименте не существовало. Но уже из того факта, что Вселенная однородна, следоВнвало, что из-за тяготения материи она нестационарна, а значит, в прошлом должна была быть причина начала расширения тАФ причина Большого взрыва.

Наблюдательное открытие взрывающейся Вселенной было сделано американским астрономом Э. Хабблом в 1929 г. Далекие звездные системы тАФ галактики и их скоплеВнния тАФ являются наибольшими известными астрономам структурными единицами Вселенной. Они наблюдаются с огромных расстояний, и именно изучение их движений дослужило наблюдательной основой исследования кинеВнматики Вселенной. Для далеких объектов можно измеВнрять скорость удаления или приближения, пользуясь эфВнфектом Доплера.

Измеряя смещение спектральных линий в спектрах небесных тел, астрономы определяют их приближение и удаление, т. е. измеряют компоненту скорости, направленную по лучу зрения. Поэтому скорости, определяемые по спектральным измерениям, носят название лучевых скоростей. Пионером измерения лучевых скоростей у галактик был в начале прошлого века американский астрофизик В. Слайфер.Ва В 1924 г. К. Вирц обнаружил, что, чем меньше углоВнвой диаметр галактики, тем в среднем больше ее скорость удаления, хотя полученная зависимость и была очень нечеткая. Вирц посчитал, что эта зависимость отражает зависимость между скоростью и расстоянием и поэтому свидетельствует в пользу космологической модели де Ситтера. О работе Фридмана К. Вирц, по-видимому, ничего не знал.

Однако известный шведский астроном К. Лундмарк и другие астрономы, повторив работу Вирца, не подтверВндили его результаты. Теперь мы понимаем, что противоВнречия были связаны с тем, что линейные размеры гаВнлактик весьма различны, и поэтому их видимые угловые размеры не указывают прямо на расстояние от нас: гаВнлактика может быть видима маленькой не только поВнтому, что она расположена далеко, но и потому, что она в действительности мала по размерам.

Для решения вопроса нужны были надежные методы определения расстояний до галактик. И такие методы быВнли созданы. Впервые это удалось сделать с помощью пульсирующих звезд, меняющих свою яркость,тАФ цефеид.

Эти переменные звезды обладают замечательной осоВнбенностью. Количество света, излучаемое цефеидой,тАФ ее светимость и период изменения светимости вследствие пульсации тесно связаны. Зная период, можно вычислить светимость. А это позволяет вычислять расстояние до цефеиды. Действительно, измерив период пульсаций по наблюдениям изменения блеска, определяем светимость цефеиды. Затем измеряется видимый блеск звезды. ВиВндимый блеск обратно пропорционален квадрату расстояВнния до цефеиды. Сравнение видимого блеска со светиВнмостью позволяет найти расстояние до цефеиды.

Цефеиды были открыты в других галактиках. РасВнстояния до этих звезд, а значит, и до галактик, в которых они находятся, оказались гораздо большими, чем размер нашей собственной Галактики. Тем самым было оконВнчательно установлено, что галактики тАФ это далекие звездВнные системы, подобные нашей.

Для установления расстояний до галактик, помимо цеВнфеид, уже в первых работах применялись и другие методы. Одним из таких методов является использование ярчайших звезд в галактике как индикатора расстояний.

Ярчайшие звезды, по-видимому, имеют одинаковую светимость и в нашей Галактике, и в других галактиках, и по этой ВлстандартнойВ» величине можно определять расстояние. Но ярчайшие звезды имеют большую светимость, чем цефеиды, могут быть видны с больших расстояний и являются, таким образом, более мощным индикатором расстояний. Расстояния до целого ряда галактик были определены Э. Хабблом.

Естественно, астрономы пытались проверить закон Хаббла для больших расстояний. Для этого нужно было иметь индикаторы расстояний гораздо более мощные, чем переменные звезды тАФ цефеиды или ярчайшие звезды, рассмотренныеВа выше.

В 1936 г. Хаббл предложил использовать в качестве таких индикаторов целые галактики. Он исходил из слеВндующих соображений. Индикатор расстояний должен обВнладать определенной фиксированной светимостью. Тогда видимый блеск будет служить указателем расстояния. Отдельные галактики не могут служить индикатором расВнстояний, так как светимость отдельных галактик весьма различна. Например, наша Галактика излучает энергия как десять миллиардов солнц. Имеются галактики, котоВнрые светят в сотни раз слабее, но есть и такие, которые светят в десятки раз сильнее. Предположим, что есть верхняя граница полной светимости отдельных галактик. Тогда в богатых скоплениях галактик, содержащих тысячи членов, ярчайшая галактика с очень большой вероятностью должна иметь светимость около этого верхнего предела, т. е. иметь стандартную светимость, одинаковую для любого большого скопления. Ярчайшие галактики в больших скоплении являются, следовательно, эталонами, подобными цефеидам.Ва Видимый блеск этих галактик можно использовать как указатель расстояний. Чем дальше расстояние,Ва тем слабееВа блеск.

Итак, в космологии исследуется зависимость звездная величина т тАФ красное смещение z (точнее, log z) для ярчайших галактик скоплений. Такая зависимость найдена, график ееВа прямолинеен, и это надежно подтверждает открытый Хабблом закон расширения Вселенной.

7. ВлНЕПУСТАЯВ»Ва ВСЕЛЕННАЯ

Вернемся к проблеме критической плотности. Каково же значение критической плотности? СформулируемВа важнейшую задачу наблюдательной космологии: какова средняя плотность всех видов физической материи во Вселенной? И самое главное: больше ли эта средняя плотность критического значения или меньше?

Таким образом, речь идет именно плотности всех видов физической материи. Дело в том, что у астрономов есть веские основания считать, что, помимо видимых звезд и газовых туманностей, собранных в галактики, вокруг галактик и в пространстве между ними есть много невидимой или очень трудно наблюдаемой материи. Так как тяготение создается всеми видами материи, то учет невидимой материи в общей плотности вещества совершенно необходим для решения вопроса о будущей судьбе Вселенной.

ВаВаВа Еще лет двадцать назад астрономы считали, что Вселенная в самых больших масштабах тАФ это именно мир галактик и их систем. Изучая нашу звездную систему, Галактику, они установили, что в пределах ее видимых границ почти все вещество сосредоточено в звездах.Ва Всего Галактика содержит ~200 миллиардов звезд. Газ и пыль между звездами дают к массе звезд совершенно незначительную добавку (около 2%).

Казалось, что и другие галактикиВа в основном состоятВа из светящихся звезд, а пространство между галактиками практически пусто. Галактики собраны в группы иВа скопленияВа разных масштабов, образуя ячеисто-сетчатую крупномасштабную структуру Вселенной. Размер типичных пустых областей, в которых галактик мало или совсем нет, около 30тАФ40 Мпк. Расстояния между крупнейшими сверхскоплениями галактик,Ва находящимися в узлах ячеистой структуры,Ва могут быть 100тАФ300 Мпк. В еще больших масштабах светящаяся материя в виде галактик и их скоплений распределена примерно однородно. Такова общая величественная картина распределения в пространстве звездных островов тАФВа галактик.

Как можно определить усредненную по столь больВншим масштабам среднюю плотность вещества, котораяВа нужна для решения космологической проблемы?

Если вся материя действительно сосредоточена в свеВнтящихся галактиках, то для этого надо подсчитать общее число галактик в достаточно большом объеме, затем опВнределить массу средней галактики. Помножив эти числа друг на друга, мы получим полную массу вещества в данном объеме, а поделив ее на этот объем, получим интересующую нас среднюю плотность.

Так астрономы и поступали. При этом, прежде всего, необходимо было найти массы отдельных галактик.Ва Надежное определение усредненной по большим объВнемам плотности вещества, входящего в галактики, было сделано около 30 лет назад голландским астрономом Я. Оортом. Многочисленные работы в этом направлении, проделанные с тех пор, подтвердили его результат.Ва Если во Вселенной нет заметныхВа количеств материи между галактиками, которая почему-либо не видна, то и Вселенная всегда будет расширяться.

Однако,Ва есть основания счиВнтать, что наблюдаемые нами галактики еще далеко невсе, что имеется во Вселенной. Более того, невидимаяВа масса, вероятно, составляет основную часть Вселенной. Таким образом, весьма возможно, что непосредственВнно наблюдаемые в телескопы великолепные узоры гиВнгантских галактических миров тАФ это лишьВа малаявидимая часть истинной невидимой структуры мира. Невидимые массы Вселенной получили название скрытой массы.

8. СКРЫТАЯ МАССА

Существующие во Вселенной тела и скопления вещества астроноВнмы обнаруживают в основном по их излучению. Это может быть видимый спектр или другие виды электромагнитных волнВа тАФ всё равно имеются призВннаки излучения, позволяющие их регистрировать. Именно таким споВнсобом установлено, что большая часть видимого вещества Вселенной сосредоточена в звёздах. Кроме них имеются разреженный межзвёздный галактический газ, пыль, тела планетного типа вблизи звёзд.

Однако,Ва не от всех космических объектов можно принять излучение. Например, с Земли нельзя рассмотВнреть массивные, но очень маленькие элементы двойных систем. А чёрные дыры принципиально не отпускают никакое излучение. Наличие подобных тел удаётся установить только по их гравитационному воздействию на соседей. Применение такого косвенного метода привело учёных к убеждению, что на самом деле Во Вселенной содержится гораздо больше вещества, чем то, которое доступно прямым наблюдениям.

Как возникли подозрения о существования скрытой массы? Важнейшие наблюдательные данные об этом сводятся к следующему. С помощью радиотелескопов наблюдаются движения спутников отдельных галактик (ими являются маленькие галактики) или движения газовых облаков. Эти объекты часто движутся на расстояниях далеко за видимой границей галактики (очерченной массой свеВнтящихся звезд), где, казалось бы, никакой материи в заметных количествах уже нет. Тем не менее,Ва вычисленнВная по этим наблюдениям масса той или иной галактики, вокруг которой наблюдались такие движения, оказывалась иногда раз в десять больше, чем определенная по движению звезд на видимой границе галактики. Это значит, что вокруг видимого тела галактики имеется какая-то невидимая корона, содержащая огромные массы. ТяготениеВа этих масс никак не сказывается на движения звезд глубоко внутри короны на краю видимой галактики,Ва так как мы знаем, что сферическая оболочка внутВнри себя тяготения не создает, но эти массы влияют своим тяготением на движение тел на окВнраинах короны и вне ее.

Еще большие скрытые массы имеются в межгалактическом пространстве в скоплениях галактик. В таких скоплениях галактики движутся хаотически. Поэтому астрофизики сначала измеряют скорости отдельных галактик, а, затем, после нахождения средней скорости, вычисляют полную массу скопления, создающую общее поле тяготения, которое разгоняет движущиеся в нем галактики. Разумеется, эта масса включает все вещество тАФ и видимое, и невидимое. И вот оказывается, что иногда полная масса во многие десятки раз превышает суммарную светящуюся массу всех галактик в скоплении.

Впервые о скрытой массе заговорили в Вн30-х гг. ХХ в. Швейцарский астроном Фриц Цвикки, измеряя поВа красному смещению скорости галакВнтик из скопления в созвездии ВолоВнсы Вероники, получил неожиданный результат. Лучевые скорости этих гаВнлактик оказались слишком высокими и не соответствовали общей массе скопления, определённой по числу наблюдаемых галактик (т. е. по видиВнмому веществу). Тогда Цвикки выдвиВннул смелую гипотезу, что в скоплеВннии присутствует невидимая, скрытая масса, она-то и является причиной больших скоростей галактик. Но саВнмым удивительным было то, что, соВнгласно расчётам, эта невидимая масса во много раз превышала массу видиВнмую. Та же картина наблюдалась и во многих других скоплениях галактик

С тех пор гипотеза о существоваВннии невидимого вещества неодноВнкратно привлекалась для интерпретаВнции астрономических наблюдений, и прежде всего, для объяснения особенВнностей движения звёзд и газовых обВнлаков по орбитам в дисках галактик. Если бы основная масса галактики была сосредоточена в звёздах, их орбитальные скорости уменьшались бы по мере удаления от центра. В дейВнствительности они не только не уменьшаются, но в ряде случаев даже возрастают. То же самое происходит и в нашей Галактике. Чтобы объяснить это явление, нужно предположить, что далеко за пределами видимых границ галактики простирается несвеВнтящаяся, тёмная материя. Обычно её называют темным гало. С его учётом масса гигантских спиральных сисВнтем типа Млечного Пути оказываетВнся равной примерно 10¹² массам Солнца, тогда как вещества, заклюВнчённого в звёздах, в несколько раз меньше.

В 70-х гг. методами рентгеновВнской астрономии был открыт горяВнчий межгалактический газ, особенно заметный в скоплениях галактик. Его температура достигает десятков милВнлионов градусов. По значению темВнпературы можно оценить характеВнристики гравитационного поля, в котором находится газ, а следовательно, и полную массу вещества, являюВнщегося источником этого поля. Уже первые результаты рентгеновских наблюдений горячего газа в скоплеВнниях галактик подтвердили присутствие в них скрытой массы, не входяВнщей в состав отдельных галактик.

Ещё одно прямое указание на скрытую массу удалось получить при изучении движения Местной группы галактик. (В Местную группу входят наша Галактика и её ближайшие сосеВнди.) В середине 80-х гг. по результатам очень успешной миссии космичеВнской инфракрасной обсерватории HPAC (IRAS) было установлено, что движение Местной группы в проВнстранстве направлено в ту сторону, где сосредоточено большое количество галактик.Ва В этом нет ничего удивиВнтельного, ведь по закону тяготения большая масса должна притягивать окружающие группы галактик. Но измеренная скорость движения оказалась слишком высокой (более 600км/с), чтобы её можно было объяснить гравитационным действием наблюдаемых галактик. Это свидетельствовало о присутствии скрытой массы между галактиками.

Наконец, наблюдения слабых галактик, проведённые с помощью чувствительны

Вместе с этим смотрят:

Aerospace industry in the Russian province

РЖсторiя ракетобудування Украiни

Авиационно-космические отрасли в российской провинции

Аналiз гiпотез виникнення Землi i Сонячноi системи

Антропний принцип у Всесвiтi