Сучасна космологiя

ВлСучасна космологiя i проблема прихованоi маси у ВсесвiтiВ»

Введення

Прагнення представити структуру всього навколишнього свiту завжди було однiiю з насущних потреб людства, що розвиваiться. Влякий влаштований свiт? Чому iснуi? Звiдки узявся?В» тАФ це приклади вiчних питань. РЗх задавали собi люди i тодi, коли справжньоi науки ще не було, i потiм, коли знання, що зароджуiться i набираi силу, почало свiй нескiнченний рух у вiдшуканнi iстини. Пiд час роботи над цiiю темою була зроблена спроба невеликого аналiзу iсторii космологii i проблеми прихованоi маси у Всесвiтi.

На кожному iсторичному етапi у людей були рiзнi пануючi уявлення про Всесвiт. Цi уявлення вiдображали той рiвень знань i досвiд вивчення природи, який досягався на вiдповiдному етапi розвитку суспiльства. У мiру того як розширилися просторовi (i тимчасовi) масштаби пiзнаноi людиною частини Вселеною, мiнялися i космологiчнi уявлення. Першою космологiчною моделлю, що маi Математичне обгрунтовування, можна рахувати геоцентричну систему миру К. Птолемея (II вiк н. э.). В системi Птолемея в центрi Всесвiту була нерухома куляста Земля, а навкруги неi звертався Мiсяць, Сонце, планети, рухомi складною системою кiл тАФ ВлэпiциклiвВ» i ВлдиферентiвВ», i, нарештi, все це було укладено в сферу нерухомих зiрок. Тобто система претендувала на опис всього матерiального свiту, тобто була саме космологiчною системою. Як би наiвно з нашоi сьогоднiшньоi точки зору не виглядав цей Влвесь свiтВ», необхiдно вiдзначити, що в нiй було рацiональне зерно тАФ дещо ця система описувала в основному правильно. Звичайно, правильний опис торкався не всього свiту, всього Всесвiту, а тiльки маленькоi його частини. Що ж в цiй системi було правильним? Правильним було уявлення про нашу планету як про кулясте тiло, вiльно що висить в просторi; правильним було те, що Мiсяць звертаiться навкруги Землi. Все iнше, як з'ясувалося, не вiдповiдало дiйсностi. Наука тодi була ще в такому станi, що, за винятком окремих генiальних припущень, не могла вийти за рамки системи Земля тАФ Мiсяць. Система миру Птолемея панувала в науцi близько 1,5 тисяч рокiв. Потiм ii змiнила гелiоцентрична система миру Н. Коперника (XVI вiк i. э.).

Революцiя, вироблена в науцi навчанням Коперника, зв'язана в першу чергу з тим, що наша Земля була визнана рядовою планетою. Зникло всяке зiставлення ВлземногоВ» i ВлнебесногоВ». Система Коперника також вважалася системою Влвсього свiтуВ». В центрi миру було Сонце, навкруги якого зверталися планети. Все це охоплювала сфера нерухомих зiрок.

Як ми знаiмо тепер, насправдi система Коперника була зовсiм не Влсистемою мируВ», а схемою будови Сонячноi системи, i в цьому значеннi була правильною.

Надалi незвичайне розширення масштабiв дослiдженого миру завдяки винаходу i вдосконаленню телескопiв привело до уявлення про зоряний Всесвiт. Нарештi, на початку XX столiття виникло уявлення про Всесвiт як про свiт галактик (метагалактики). При розглядi цього iсторичного ланцюжка змiн космологiчних уявлень ясно простежуiться наступний факт. Кожна Влсистема мируВ» по сутi була моделлю найбiльшоi достатньо добре вивченоi на той час системи небесних тел. Так, модель Птолемея правильно вiдображала будову системи Земля тАФ Мiсяць, система Коперника була моделлю Сонячноi системи, iдеi моделi зоряного миру В. Гершеля i iн. вiдображали деякi риси будови нашоi зоряноi системи тАФ Галактики. Але кожна з цих моделей претендувала свого часу на опис будови Влвсього ВсесвiтуВ». Ця ж тенденцiя на новому рiвнi простежуiться, як ми побачимо, i в розвитку сучасноi космологii в XX столiттi.

Трохи iсторii

Розглянемо дуже стисло, якi етапи пройшов розвиток науки про Всесвiт вже у наш час. Сучасна космологiя виникла на початку XX столiття пiсля створення А. Эйнштейном релятивiстськоi теорii тяжiння (загальноi теорii вiдносностi).

Перша релятивiстська космологiчна модель, заснована на новiй теорii тяжiння i претендуюча на опис всього Всесвiту, була побудована А. Эйнштейном в 1917 р. Проте вона описувала статичний Всесвiт i, як показали астрофiзичнi нагляди, виявилася невiрною.

В 1922тАФ1924 рр. радянським математиком А.А. Фридманом були одержанi загальнi рiшення рiвнянь Ейнштейна, застосованих до опису всього Всесвiту. Виявилося, що в загальному виглядi цi рiшення описують Вселену, змiнну з часом. Зорянi системи, що заповнюють простiр, не можуть знаходитися в середньому на незмiнних вiдстанях один вiд одного. Вони повиннi або вiддалятися, або зближуватися. Ми побачимо далi, що це i неминучим слiдством наявностi сил тяжiння, якi очолюють в космiчних масштабах. Висновок Фрiдмана означав, що Всесвiт повинен або розширятися, або стискатися. Висновок цей означав корiнну перебудову наших найзагальнiших уявлень про Всесвiт i далеко не вiдразу зрозумiв i прийнятий навiть самим передовим розумом людства. В 1929 р. американський астроном Э. Хаббл за допомогою астрофiзичних наглядiв вiдкрив розширення навколишнього нас свiту галактик, вiдкрив розширення Всесвiту, пiдтверджуюче правильнiсть висновкiв А.А. Фрiдмана. Моделi Фрiдмана i основою всього подальшого розвитку космологii. Як ми побачимо далi, цi моделi описували механiчну картину руху величезних мас Всесвiту i ii глобальну структуру. Якщо колишнi Космологiчнi побудови були покликанi описувати головним чином саме спостережувану тепер структуру Всесвiту з незмiнним в середньому рухом свiтiв в нiй, то моделi Фрiдмана за своiю суттю були еволюцiйними, зв'язували сьогоднiшнiй стан Всесвiту з ii попередньою iсторiiю. Зокрема, з цiii теорii виходило, що у далекому минулому Вселена не була зовсiм схожа на спостережувану нами сьогоднi. Тодi не було нi окремих небесних тiл, нi iх систем, вся речовина була майже однорiдною, дуже щiльною i швидко розширялося. Тiльки значно пiзнiше з цiii речовини виникли галактики i iх скупчення. Починаючи з кiнцем 40-х рокiв нашого столiття вся бiльша увага в космологii привертаi фiзика процесiв на рiзний етапах космологiчного розширення.

В цей час Г. Гамовым була висунута так звана теорiя гарячого Всесвiту. В цiй теорii розглядалися ядернi реакцii, що протiкали на самому початку розширення Всесвiту в дуже щiльнiй речовинi. При цьому передбачалося, що температура речовини була велика (звiдси i назва теорii) i падала з розширенням. Хоча в перших варiантах теорii i були ще iстотнi недолiки (згодом вони були усуненi), вона зробила два важливi прогнози, якi могли бути перевiренi наглядами. Теорiя передбачала, що речовина, з якоi формувалися першi зiрки i галактики, повинна складатися головним чином з водню (приблизно на 75%) i гелiю (бiля 25%), домiшка iнших хiмiчних елементiв незначна. РЖнше виведення теорii полягало в тому, що в сьогоднiшньому Всесвiтi повинне iснувати слабке електромагнiтне випромiнювання, що залишилося вiд епохи великоi густини i температури речовини. Це випромiнювання, що остигнуло в ходi розширення Всесвiту, було названо радянським астрофiзиком РЖ.С. Шкловским релiктовим випромiнюванням. Обидва прогнози теорii блискуче пiдтвердилися.

До цього ж часу (кiнець 40-х рокiв) вiдноситься поява принципово нових наглядових можливостей в космологii. Виникла радiоастрономiя, а потiм пiсля початку космiчноi ери розвинулася рентгенiвська, гамма-астрономiя i iн. Новi можливостi з'явилися i у оптичноi астрономii. Зараз рiзними методами Всесвiт дослiджуiться аж до вiдстаней в декiлька мiльярдiв парсекiв (парсек тАФ одиниця вiдстанi, що використовуiться астрономами i рiвна зразково трьом свiтловим рокам або 3 тАв 1018 см.).

В 1965 р. американськi фiзики А. Пензиас i Р. Вилсон вiдкрили релiктове випромiнювання, за що в 1978 р. вони були удостоiнi Нобелiвськiй премii. Це вiдкриття довело справедливiсть теорii гарячого Всесвiту.

Сучасний етап в розвитку космологii характеризуiться iнтенсивним дослiдженням проблеми початку космологiчного розширення, коли густина матерii i енергii частинок була величезною. Керiвними iдеями тут i новi теоретичнi вiдкриття у фiзицi взаiмодii елементарних частинок при дуже великих енергiях. РЖншою важливою проблемою космологii i проблема виникнення структури Всесвiту тАФ скупчень галактик, самих галактик i т.д. з первинно майже однорiдноi речовини, що розширяiться.

Сучасна космологiя побудована працями багатьох учених всього свiту. Можна вiдзначити важливу роль наукових шкiл, створених в нашiй краiнi академiками В.Л. Гинзбургом, Я.Б. Зельдовiчем, Е.М. Лiвшицем, М.А. Марковим, РЖ.М. Халатниковим.

Слiд пiдкреслити визначаючу роль астрофiзичних наглядiв в розвитку сучасноi космологii. РЗi висновки i висновки перевiряються прямими або непрямими наглядами. Сьогоднi ми можемо судити про будову i еволюцiю спостережуваного нами Всесвiту з тим же ступенем надiйностi, з якою ми судимо про будову i еволюцiю зiрок, про природу iнших небесних тел.

На даному етапi вважаiться, що зорянi системи тАФ галактики тАФ складаються з сотень мiльярдiв зiрок. РЗх розмiри часто досягають десяткiв тисяч парсекiв. Галактики у свою чергу зiбранi в групи i скупчення. Розмiри крупних скупчень тАФ декiлька мiльйонiв парсекiв (Мпк). РД i ще бiльшi по масштабах згущування i розрiдження в розподiлi галактик. Проте, починаючи з масштабами в декiлька сотень мiльйонiв парсекiв в бiльше розподiл речовини у Всесвiтi можна вважати однорiдним.

Модель Всесвiту

Що значить, побудувати модель Всесвiту? Найзагальнiша вiдповiдь на це питання така: необхiдно знайти рiвняння, яким пiдкоряються параметри, що характеризують властивостi Всесвiту, i потiм вирiшити цi рiвняння. Але якомога писати якiсь рiвняння для всього Всесвiту? В цьому i наступних роздiлах ми покажемо, як це робиться. Зрозумiло пiд словом ВлмодельВ» маiться на увазi видiлення якiсь основних властивостей, що цiкавлять дослiдникiв в першу чергу. Наперед очевидно, що кожне явище нескiнченно багатоманiтне i всi його риси не може описати нiяка система рiвнянь. Сказане тим бiльше справедливе для Всесвiту. Тому звичайний метод моделювання якого-небудь явища тАФ це видiлення в ньому головного, типового.

Коли ми говоримо про Всесвiт, нас в першу чергу цiкавить розподiл речовини в найбiльших масштабах i ii рух. Значить, нам належить побудувати математичну модель, що описуi розподiл речовини в просторi i його рух. Що стосуiться розподiлу речовини у великих масштабах, то, як вже було сказано, його можна з хорошою точнiстю вважати однорiдним по простору. Немаi у Всесвiтi i яких-небудь видiлених напрямiв. Як то кажуть, наш Всесвiт однорiдний i iзотропний. Що визначаi рух речовини в космiчних масштабах? Звичайно ж, це, в першу чергу, сили всесвiтньою тяжiння тАФ вони очолюють у Всесвiтi. РЗх називають також силами гравiтацii.

Отже, для побудови моделi Всесвiту необхiдно скористатися рiвняннями тяжiння. Закон всесвiтнього тяжiння був встановлений РЖ. Ньютоном. Його справедливiсть пiдтверджувалася протягом столiть найрiзноманiтнiшими астрономiчними наглядами i лабораторними експериментами. Проте А. Эйнштейн показав, що закон тяжiння Ньютона справедливий лише в порiвняно слабких полях тяжiння. Для сильних же полiв необхiдно застосовувати релятивiстську теорiю гравiтацii тАФ загальну теорiю вiдносностi. Якi ж поля слiд вважати достатньо сильними? Вiдповiдь така: якщо поле тяжiння розгонить падаючi в ньому тiла до швидкостей, близьких до швидкостi свiтла, то це сильне поле. Яка сила гравiтацiйного поля у Всесвiтi? Легко показати, що поля там повиннi бути величезними.

А.А. Фридман скористався для побудови моделi Всесвiту рiвняннями Ейнштейна. Проте багато рокiв опiсля з'ясувалося, що для побудови механiки руху мас в однорiдному Всесвiтi немаi необхiдностi використовувати найскладнiший математичний апарат теорii Ейнштейна. Це було показано в 1934 р. Э. Милном i В. Маккрi. Причина цiii дивноi можливостi полягаi в наступному. Сферично-симетрична матерiальна оболонка не створюi нiякого гравiтацiйного поля у всiй внутрiшнiй порожнинi.

Тепер звернемося до розгляду сил тяжiння у Всесвiтi. У великих масштабах розподiл речовини у Всесвiтi можна вважати однорiдним. Розглянемо спочатку сили тяжiння, створюванi на поверхнi кулi тiльки речовиною самоi кулi, i поки не розглядатимемо всю решту речовини Всесвiту. Хай радiус кулi вибраний не дуже великим, так що поле тяжiння, створюване речовиною кулi, вiдносно слабке i застосовна теорiя Ньютона для обчислення сили тяжiння. Тодi галактики, що знаходяться на граничнiй сферi, притягуватимуться до центру кулi з силою, пропорцiйнiй масi кулi, i обернено пропорцiйноi квадрату його радiусу.

Тепер пригадаiмо про всю решту речовини Всесвiту зовнi кулi i спробуiмо врахувати сили тяжiння, ним створюванi. Для цього розглядатимемо послiдовно сферичнi оболонки все бiльшого i бiльшого радiусу, охоплюючi кулю. Але, як було сказано вище, що сферично-симетричнi шари речовини нiяких гравiтацiйних сил усерединi порожнини не створюють. Отже, всi цi сферично-симетричнi оболонки (тобто вся решта речовини Всесвiту) нiчого не додадуть до сили тяжiння, яке випробовуi галактика на поверхнi кулi до його центру. Такий же висновок справедливий в загальнiй теорii вiдносностi. Тепер ясно, чому для виведення законiв руху мас в однорiдному Всесвiтi можна скористатися теорiiю Ньютона, а не Ейнштейна.

Ми вибрали кулю достатньо малим, щоб була застосовна теорiя Ньютона для обчислення гравiтацiйних сил, створюваних його речовиною. Маси решти Всесвiту, що оточують кулю, на сили гравiтацii в данiй кулi нiяк не вплинуть. Але нiяких iнших сил в однорiдному Всесвiтi взагалi нi. Дiйсно, це могли б бути тiльки сили тиску речовини. Але навiть якщо тиск i (а у далекому минулому тиск у Всесвiтi був величезним), то воно не створюi гiдродинамiчноi сили. Адже така сила виникаi тiльки при перепадi тиску вiд мiсця до мiсця. Пригадаiмо, що ми не вiдчуваiмо нiякоi сили вiд великого тиску нашоi атмосфери через те, що усерединi нас повiтря створюi точно такий же тиск. Нiякого перепаду немаi тАФ немаi i сили. Але наш Всесвiт однорiдний. Значить, у будь-який момент часу i густина, i тиск (якщо воно i) скрiзь однаковi, i нiякого перепаду тиску бути не може.

Отже, для визначення динамiки речовини нашоi кулi iстотне тiльки тяжiння його маси, визначуване по теорii Ньютона. Але Всесвiт однорiдний. Це значить, що всi областi ii еквiвалентнi. Якщо визначити рух речовини в данiй кулi, можна знайти, як мiняються в ньому густина, тиск, то тим самим знайдемо змiну цих величин i в будь-якому iншому мiсцi, у всьому Всесвiтi.

Перша космологiчна модель всесвiту - модель Ейнштейна

Перша космологiчна модель була побудована А. Ейнштейном в 1917 р. незабаром пiсля створення ним Загальноi теорii вiдносностi. Як i все тодi, вiн вважав, що Всесвiт повинен бути стацiонарна, вона не може направлений еволюцiонувати. Ця модель створювалася бiльш нiж за десять рокiв до вiдкриття Е. Хаббла. А. Ейнштейн, мабуть, нiчого не знав про великi швидкостi деяких галактик, якi на той час вже були змiрянi. До того ж у той час не було ще надiйних доказiв, що галактики тАФ дiйсно далекi зорянi системи. Висловлюючи свою Модель, Ейнштейн писав: Влнайважливiше зi всього, що вам вiдомо з досвiду про розподiл матерii, полягаi в тому, що вiдноснi швидкостi зiрок дуже малi в порiвняннi з швидкiстю свiтла. Тому я вважаю, що на перших порах в основу наших мiркувань можна покласти наступне наближене допущення: i координатна система, щодо якоi матерiю можна розглядати тiiю, що знаходиться протягом тривалого часу у спокоiВ».

Виходячи з таких мiркувань, Ейнштейн ввiв космiчну силу вiдштовхування, яка робила свiт стацiонарним. Ця сила унiверсальна: вона залежить не вiд маси тiл, а тiльки вiд вiдстанi, що iх роздiляi. Прискорення, яке ця сила повiдомляi будь-якi тiла, що рознесли на вiдстань, повинно бути пропорцiйно вiдстанi. Сили вiдштовхування, якщо вони, звичайно, iснують в природi, можна б було знайти в достатньо точних лабораторних дослiдах. Проте крихта величини робить задачу ii лабораторного виявлення абсолютно безнадiйноi. Дiйсно, це прискорення пропорцiйне вiдстанi i в малих масштабах нiкчемне. Легко пiдрахувати, що при вiльному падiннi тiла на поверхню Землi додаткове прискорення в 1030 разiв менше самого прискорення вiльного падiння. Навiть в масштабi Сонячноi системи або всiii нашоi Галактики цi сили нiкчемно малi в порiвняннi з силами тяжiння. Зрозумiло, це вiдштовхування нiяк не позначаiться на русi тiл Сонячноi системи i може бути знайдене тiльки при дослiдженнi рухiв самих найвiддаленiших спостережуваних галактик.

Так, в рiвняннях тяжiння Ейнштейна з'явилася космологiчна постiйна, описуi сили вiдштовхування вакууму. Дiя цих сил така ж унiверсальна, як i сил всесвiтнього тяжiння, тобто воно не залежить вiд фiзичноi природи тiла, на якому виявляiться, тому логiчно назвати цю дiю гравiтацiiю вакууму.

Через декiлька рокiв пiсля роботи Ейнштейна, А. А. Фридманом була створена теорiя Всесвiту, що розширяiться. А. Эйнштейн спочатку не погоджувався з виведеннями радянського математика, але потiм повнiстю iх визнав.

Пiсля вiдкриття Э. Хабблом розширення Всесвiту якi-небудь пiдстави припускати, що в природi iснують космiчнi сили вiдштовхування, здавалося б вiдпали.

ВлПорожнiйВ» Всесвiт

Що буде, якщо зi Всесвiту прибрати всю речовину? На перший погляд здаiться, що така операцiя абсолютно абстрактна i одержувана модель вiдповiдатиме лише уявi теоретикiв. Але це зовсiм не так i нiчого фантастичного або тим бiльше наiвного в такiй операцii немаi. В iсторii Вселеноi, мабуть, був перiод, коли вона була практично порожня, вiльна вiд звичайноi фiзичноi матерii, i модель порожнього Всесвiту описувала тодi ii еволюцiю.

Вперше модель порожнього Всесвiту була побудована голландським астрономом В. де Ситтером в 1917 р. Вiллем де Ситтер був, якщо так можна виразитися, Влкласичним астрономомВ». Вiн багато займався точним визначенням положення зiрок на небi, небесною механiкою, був одним з пiонерiв масових фотометричних наглядiв зiрок. Протягом десятирiч вiн вивчав рух супутникiв Юпiтера, створив теорiю цього руху, яку користуються дотепер. В. де Ситтер вiдразу оцiнив те величезне значення, яке теорiя Ейнштейна повинна мати в астрономii взагалi i в космологii особливо. Модель Вселеноi де Ситтера була опублiкована в той же рiк, що i модель Ейнштейна, i обидвi цi моделi можна вважати першим досвiдом вживання Загальноi теорii вiдносностi в космологii.

Отже, слiдуючи де Ситтеру, приберемо зi Всесвiту всю речовину. Помiстимо в наш порожнiй Всесвiт двi вiльнi пробнi частинки на вiдстанi один вiд одного. Частинки називаються пробними, оскiльки передбачаiться, що iх маси достатньо малi, щоб не впливати на iх вiдносний рух, а вiльними вони називаються тому, що на них не дii нiяка сила, окрiм гравiтацii. У Всесвiтi це можуть бути, наприклад, двi галактики, розташованi достатньо далеко один вiд одного. Тодi негативна гравiтацiя примушуi обидвi галактики рухатися один вiд одного з прискоренням, пропорцiйним вiдстанi. Якщо по прискоренню знайти швидкiсть, а потiм змiну вiдстанi з часом, то легко показати, що вiдносна швидкiсть частинок-галактик стрiмко наростатиме.

Таку залежнiсть називають експоненцiальною, вона виражаi надзвичайно швидке зростання вiдстанi вiд часу. Якiй же можна зробити висновок? В Влмайже порожньомуВ» Всесвiтi, тобто в такiй Вселенiй, в якiй можна нехтувати звичайним тяжiнням галактик один до одного, галактики можуть придбати великi швидкостi видалення один вiд одного. Такий висновок одержав де Ситтер в 1917 р. В цей час йому були вiдомi швидкостi тiльки трьох галактик, i вiн не мiг прийти до якого-небудь певного висновку про справедливiсть своii теорii. До сьогоднiшнього Всесвiту модель де Ситтера навряд чи застосовна: динамiка Всесвiту визначаiться звичайним тяжiнням речовини. Але ця модель виявилася важливою для опису далекого минулого Всесвiту, коли вона тiльки починала розширятися.

Гiпотеза ВлВеликого вибухуВ»

Роботи Фрiдмана показали, як з часом повинен еволюцiонувати Всесвiт. Зокрема, вони передбачили необхiднiсть iснування у минулому Влсингулярного стануВ» тАФ речовини величезноi густини, а значить, i необхiднiсть якоiсь причини, що спонукала надщiльну речовину почати розширятися. Це було теоретичним вiдкриттям вибухаючого Всесвiту. Помiтимо, що вiдкриття було зроблено без наявностi яких-небудь iдей про самий вибух, про причину початку розширення Всесвiту. Нiяких натякiв на подiбнi iдеi нi в теорii, нi в експериментi не iснувало. Але вже з того факту, що Всесвiт однорiдний, витiкало, що через тяжiння матерii вона нестацiонарна, а значить, у минулому повинна була бути причина початку розширення тАФ причина Великого вибуху.

Наглядове вiдкриття вибухаючого Всесвiту було зроблено американським астрономом Э. Хабблом в 1929 р. Далекi зорянi системи тАФ галактики i iх скупчення тАФ i найбiльшими вiдомими астрономам структурними одиницями Всесвiту. Вони спостерiгаються з величезних вiдстаней, i саме вивчення iх рухiв дослужило наглядовою основою дослiдження кiнематики Вселеноi. Для далеких об'iктiв можна вимiрювати швидкiсть видалення або наближення, користуючись ефектом Доплера.

Вимiрюючи зсув спектральних лiнiй в спектрах небесних тiл, астрономи визначають iх наближення i видалення, тобто вимiрюють компоненту швидкостi, направлену по променю зору. Тому швидкостi, визначуванi по спектральних вимiрюваннях, носять назву променевих швидкостей. Пiонером вимiрювання променевих швидкостей у галактик був на початку минулого столiття американський астрофiзик В. Слайфер. В 1924 Р.К. Вирц знайшов, що, чим менше кутовий дiаметр галактики, тим в середньому бiльше ii швидкiсть видалення, хоча одержана залежнiсть i була дуже нечiтка. Вiрц порахував, що ця залежнiсть вiдображаi залежнiсть мiж швидкiстю i вiдстанню i тому свiдчить на користь космологiчноi моделi де Ситтера. Про роботу Фрiдмана Вiрц, мабуть, нiчого не знав.

Проте вiдомий шведський астроном К. Лундмарк i iншi астрономи, повторивши роботу Вiрца, не пiдтвердили його результати. Тепер ми розумiiмо, що суперечностi були зв'язанi з тим, що лiнiйнi розмiри галактик вельми рiзнi, i тому iх видимi кутовi розмiри не указують прямо на вiдстань вiд нас: галактика може бути видима маленькою не тiльки тому, що вона розташована далеко, але i тому, що вона насправдi мала за розмiрами.

Для вирiшення питання були потрiбнi надiйнi методи визначення вiдстаней до галактик. РЖ такi методи були створенi. Вперше це вдалося зробити за допомогою пульсуючих зiрок, що мiняють свою яскравiсть, тАФ цефеiд.

Цi змiннi зiрки володiють чудовою особливiстю. Кiлькiсть свiтла, випромiнюване цефеiдою, тАФ ii свiтимiсть i перiод змiни свiтимостi унаслiдок пульсацii тiсно зв'язанi. Знаючи перiод, можна обчислити свiтимiсть. А це дозволяi обчислювати вiдстань до цефеiди. Дiйсно, змiрявши перiод пульсацiй за спостереженнями змiни блиску, визначаiмо свiтимiсть цефеiди. Потiм вимiрюiться видимий блиск зiрки. Видимий блиск обернено пропорцiйний квадрату вiдстанi до цефеiди. Порiвняння видимого блиску з свiтимiстю дозволяi знайти вiдстань до цефеiди.

Цефiiди були вiдкритi в iнших галактиках. Вiдстанi до цих зiрок, а значить, i до галактик, в яких вони знаходяться, виявилися набагато бiльшими, нiж розмiр нашоi власноi Галактики. Тим самим було остаточно встановлено, що галактики тАФ це далекi зорянi системи, подiбнi нашоi.

Для встановлення вiдстаней до галактик, крiм цефеiд, вже в перших роботах застосовувалися i iншi методи. Одним з таких методiв i використовування найяскравiших зiрок в галактицi як iндикатора вiдстаней.

Найяскравiшi зiрки, мабуть, мають однакову свiтимiсть i в нашiй Галактицi, i в iнших галактиках, i по цiй ВлстандартнiйВ» величинi можна визначати вiдстань. Але найяскравiшi зiрки мають бiльшу свiтимiсть, нiж цефеиды, можуть бути виднi з великих вiдстаней i i, таким чином, бiльш могутнiм iндикатором вiдстаней. Вiдстанi до цiлого ряду галактик були визначенi Е. Хабблом.

Природно, астрономи намагалися перевiрити закон Хаббла для великих вiдстаней. Для цього потрiбно було мати iндикатори вiдстаней набагато бiльш могутнi, нiж змiннi зiрки тАФ цефеiди або найяскравiшi зiрки, розглянутi вище.

В 1936 р. Хаббл запропонував використовувати як такi iндикатори цiлi галактики. Вiн виходив з наступних мiркувань. РЖндикатор вiдстаней повинен володiти певною фiксованою свiтимiстю. Тодi видимий блиск служитиме покажчиком вiдстанi. Окремi галактики не можуть служити iндикатором вiдстаней, оскiльки свiтимiсть окремих галактик вельми рiзна. Наприклад, наша Галактика випромiнюi енергiя як десять мiльярдiв сонць. РД галактики, якi свiтять в сотнi раз слабкий, але i i такi, якi свiтять в десятки разiв сильнiше. Припустимо, що i верхня межа повноi свiтимостi окремих галактик. Тодi в багатих скупченнях галактик, що мiстять тисячi членiв, найяскравiша галактика з дуже великою вiрогiднiстю повинна мати свiтимiсть бiля цiii верхньоi межi, тобто мати стандартну свiтимiсть, однакову для будь-якого великого скупчення. Найяскравiшi галактики у великих скупченнi i, отже, еталонами, подiбними цефеiдам. Видимий блиск цих галактик можна використовувати як покажчик вiдстаней. Чим далi вiдстань, тим слабкий блиск.

Отже, в космологii дослiджуiться залежнiсть зоряна величина т тАФ червоний зсув z (точнiше, log z) для найяскравiших галактик скупчень. Така залежнiсть знайдена, графiк ii прямолiнiйний, i це надiйно пiдтверджуi вiдкритий Хабблом закон розширення Всесвiту.

ВлНепорожнiйВ» Всесвiт

Повернемося до проблеми критичноi густини. Яке ж значення критичноi густини? Сформулюiмо найважливiшу задачу наглядовоi космологii: яка середня густина всiх видiв фiзичноi матерii у Всесвiтi? РЖ найголовнiше: чи бiльше ця середня густина критичного значення або менше?

Таким чином, йдеться саме густинi всiх видiв фiзичноi матерii. Рiч у тому, що у астрономiв i вагомi пiдстави вважати, що, крiм видимих зiрок i газових туманностей, зiбраних в галактики, навкруги галактик i в просторi мiж ними i багато невидимiй або дуже важко спостережуванiй матерii. Оскiльки тяжiння створюiться всiма видами матерii, то облiк невидимоi матерii в загальнiй густинi речовини абсолютно необхiдний для вирiшення питання про майбутню долю Вселеною.

Ще рокiв двадцять тому астрономи вважали, що Всесвiт в найбiльших масштабах тАФ це саме мир галактик i iх систем. Вивчаючи нашу зоряну систему, Галактику, вони встановили, що в межах ii видимих меж майже вся речовина зосереджена в зiрках. Всього Галактика мiстить ~200 мiльярдiв зiрок. Газ i пил мiж зiрками дають до маси зiрок абсолютно незначну добавку (бiля 2%).

Здавалося, що i iншi галактики в основному складаються iз зiрок, що свiтяться, а простiр мiж галактиками практично порожнiй. Галактики зiбранi в групи i скупчення рiзних масштабiв, утворюючи комiрчасто-сiтчасту великомасштабну структуру Всесвiту. Розмiр типових порожнiх областей, в яких галактик мало або зовсiм нi, близько 30тАФ40 Мпк. Вiдстанi мiж найбiльшими над скупченням галактик, що знаходяться у вузлах комiрчастоi структури, можуть бути 100тАФ300 Мпк. В ще бiльших масштабах матерiя у виглядi галактик i iх скупчень, що свiтиться, розподiлена приблизно однорiдно. Така загальна велична картина розподiлу в просторi зоряних островiв тАФ галактик.

Якомога визначити усереднену по таких великих масштабах середню густину речовини, яка потрiбна для вирiшення космологiчноi проблеми?

Якщо вся матерiя дiйсно зосереджена в галактиках, що свiтяться, то для цього треба пiдрахувати загальне число галактик в достатньо великому об'iмi, потiм визначити масу середньоi галактики. Множивши цi числа один на одного, ми одержимо повну масу речовини в даному об'iмi, а подiливши ii на цей об'iм, одержимо середню густину, що цiкавить нас.

Так астрономи i поступали. При цьому, перш за все, необхiдно було знайти маси окремих галактик. Надiйне визначення усередненоi по великих об'iмах густини речовини, що входить в галактики, було зроблено близько 30 рокiв тому голландським астрономом Я. Оортом. Численнi роботи в цьому напрямi, виконанi з тих пiр, пiдтвердили його результат. Якщо у Всесвiтi немаi помiтних кiлькостей матерii мiж галактиками, яка чого-небудь не видна, то i Всесвiт завжди розширятиметься.

Проте, i пiдстави вважати, що спостережуванi нами галактики ще далеко не все, що i у Всесвiтi. Бiльш того, невидима маса, ймовiрно, складаi основну частину Всесвiту. Таким чином, вельми можливо, що безпосередньо спостережуванi в телескопи прекраснi узори гiгантських галактичних свiтiв тАФ це лише мала видима частина iстинноi невидимоi структури миру. невидимi маси Всесвiту одержали назву прихованоi маси.

Прихована маса

РЖснуючi у Всесвiтi тiла i скупчення речовини астрономи знаходять в основному по iх випромiнюванню. Це може бути видимий спектр або iншi види електромагнiтних хвиль тАФ все одно i ознаки випромiнювання, що дозволяють iх реiструвати. Саме таким способом встановлено, що велика частина видимоi речовини Всесвiту зосереджена в зiрках. Окрiм них i розрiджений мiжзоряний галактичний газ, пил, тiла планетного типу поблизу зiрок.

Проте, не вiд всiх космiчних об'iктiв можна прийняти випромiнювання. Наприклад, iз Землi не можна розглянути масивнi, але дуже маленькi елементи подвiйних систем. А чорнi дiри принципово не вiдпускають нiякого випромiнювання. Наявнiсть подiбних тiл вдаiться встановити тiльки по iх гравiтацiйнiй дii на сусiдiв. Вживання такого непрямого методу привело учених до переконання, що насправдi У Всесвiтi мiститься набагато бiльше речовина, нiж то, яке доступне прямим наглядам.

Як виникли пiдозри про iснування прихованоi маси? Найважливiшi наглядовi данi про це зводяться до наступного. За допомогою радiотелескопiв спостерiгаються рухи супутникiв окремих галактик (ними i маленькi галактики) або руху газових хмар. Цi об'iкти часто рухаються на вiдстанях далеко за видимою межею галактики (обкресленою масою зiрок, що свiтяться), де, здавалося б, нiякоi матерii в помiтних кiлькостях вже немаi. Проте, обчислена за цими спостереженнями маса тiii або iншоi галактики, навкруги якоi спостерiгалися такi рухи, виявлялася iнодi раз в десять бiльше, нiж визначена по руху зiрок на видимiй межi галактики. Це значить, що навкруги видимого тiла галактики i якась невидима корона, що мiстить величезнi маси. Тяжiння цих мас нiяк не позначаiться на рухи зiрок глибоко усерединi корони на краю видимоi галактики, оскiльки ми знаiмо, що сферична оболонка усерединi себе тяжiння не створюi, але цi маси впливають своiм тяжiнням на рух тiл на околицях корони i зовнi неi.

Ще бiльшi прихованi маси i в мiжгалактичному просторi в скупченнях галактик. В таких скупченнях галактики рухаються хаотично. Тому астрофiзики спочатку вимiрюють швидкостi окремих галактик, а, потiм, пiсля знаходження середньоi швидкостi, обчислюють повну масу скупчення, що створюi загальне поле тяжiння, яке розгонить галактики, що рухаються в ньому. Зрозумiло, ця маса включаi всю речовину тАФ i видиме, i невидиме. РЖ ось виявляiться, що iнодi повна маса в багато десяткiв разiв перевищуi сумарну масу всiх галактик, що свiтиться, в скупченнi.

Вперше про приховану масу заговорили в 30-х рр. ХХ в. Швейцарський астроном Фрiц Цвiкки, вимiрюючи по червоному зсуву швидкостi галактик з скупчення в сузiр'i Волосся Веронiки, одержав несподiваний результат. Променевi швидкостi цих галактик виявилися дуже високими i не вiдповiдали загальнiй масi скупчення, визначенiй по числу спостережуваних галактик (тобто по видимiй речовинi). Тодi Цвiкки висунув смiливу гiпотезу, що в скупченнi присутня невидима, прихована маса, вона-то i i причиною великих швидкостей галактик. Але найдивнiшим було те, що, згiдно розрахункам, ця невидима маса у багато разiв перевищувала масу видиму. Та ж картина спостерiгалася i в багатьох iнших скупченнях галактик.

З тих пiр гiпотеза про iснування невидимоi речовини неодноразово притягувалася для iнтерпретацii астрономiчних наглядiв, i перш за все, для пояснення особливостей руху зiрок i газових хмар по орбiтах в дисках галактик. Якби основна маса галактики була зосереджена в зiрках, iх орбiтальнi швидкостi зменшувалися б у мiру видалення вiд центру. Насправдi вони не тiльки не зменшуються, але у рядi випадкiв навiть зростають. Те ж саме вiдбуваiться i в нашiй Галактицi. Щоб пояснити це явище, потрiбно припустити, що далеко за межами видимих меж галактики тягнеться матерiя, що не свiтиться, темна. Звичайно ii називають темним гало. З його облiком маса гiгантських спiральних систем типу Чумацького Шляху виявляiться рiвною приблизно 1012 масам Сонця, тодi як речовини, укладеного в зiрках, у декiлька разiв менше.

В 70-х рр. методами рентгенiвськоi астрономii був вiдкритий гарячий мiжгалактичний газ, особливо помiтний в скупченнях галактик. Його температура досягаi десяткiв мiльйонiв градусiв. По значенню температури можна оцiнити характеристики гравiтацiйного поля, в якому знаходиться газ, а отже, i повну масу речовини, що i джерелом цього поля. Вже першi результати рентгенiвських наглядiв гарячого газу в скупченнях галактик пiдтвердили присутнiсть в них прихованоi маси, що не входить до складу окремих галактик.

Ще одну пряму вказiвку на приховану масу вдалося одержати при вивченнi руху Мiсцевоi групи галактик. (До Мiсцевоi групи входять наша Галактика i ii найближчi сусiди.) В серединi 80-х рр. за наслiдками дуже успiшноi мiсii космiчноi iнфрачервоноi обсерваторii HPAC (IRAS) було встановлено, що рух Мiсцевоi групи в просторi направлений в ту сторону, де зосереджена велика кiлькiсть галактик. В цьому немаi нiчого дивного, адже за законом тяжiння велика маса повинна притягати оточуючi групи галактик. Але змiряна швидкiсть руху виявилася дуже високою (бiльш 600км/с), щоб ii можна було пояснити гравiтацiйною дiiю спостережуваних галактик. Це свiдчило про присутнiсть прихованоi маси мiж галактиками.

Нарештi, нагляди слабких галактик, проведенi за допомогою чутливих детекторiв випромiнювання тАУ ПЗС-матриць, тАФ дозволили не просто пiдтвердити наявнiсть прихованоi маси, але i достатньо точно позначити ii розподiл в скупченнях галактик. Цей метод називають гравiтацiйним лiнзуванням, iдею якого вперше висунув Цвiкки ще в 1937 р. Метод цей заснований на тому, що гравiтацiя скупчення галактик дii як збираюча лiнза. Вона дозволяi одержати зображення слабких галактик (як правило, 22-28 зоряноi величини), що знаходяться далеко за самим скупченням. При цьому зображення самих галактик стають яскравiше i спотворюються, витягуючись в дуги рiзноi довжини з центром, спiвпадаючим з центром скупчення. Аналiзуючи такi зображення, можна вiдновити розподiл густини в ВллiнзiВ», тобто в скупченнi галактик. Виявилося, що створююча тяжiння матерiя тягнеться далеко за межi видимоi частини скупчення.

РЖснування прихованоi маси кардинально мiняi оцiнку загальноi усередненоi густини всiх мас Всесвiту. Можливо, i прихована маса i мiж скупченнями галактик. РЗi знаходити особливо важко. Але якщо це так, то не виключено, що повна середня густина рiвна критичнiй густинi або навiть дещо бiльше. Таким чином, поки не можна сказати, чи бiльше iстинна густина всiх видiв речовини у Всесвiтi, нiж критична густина, чи нi. Значить, ми поки не можемо сказати безумовно, чи буде Вселена розширятися необмежено або ж в майбутньому вона почне стискатися.

Чим i прихована маса? Треба прямо сказати, що фiзична природа прихованоi маси поки неясна. Частково ця маса може бути обумовлена величезним числом зiрок, що слабо свiтяться i тому практично невидимих здалека, або iнших небесних, що не свiтяться, тел. Проте вiрогiднiше, що прихована маса i своiрiдним релiктом тих фiзичних процесiв, якi протiкали в першi митi розширення Всесвiту. Прихована маса, можливо, i сукупнiстю великого числа елементарних частинок, що володiють масою спокою i слабовзаiмодiючих iз звичайною речовиною. Теорiя передбачаi можливiсть iснування таких частинок. Ними можуть бути, наприклад, нейтрино, якщо вони володiють

Вместе с этим смотрят:

Aerospace industry in the Russian province

РЖсторiя ракетобудування Украiни

Авиационно-космические отрасли в российской провинции

Атомы и молекулы

Биология в школе, наука и идеология