222 (641555), страница 2
Текст из файла (страница 2)
После открытия Э. Хабблом расширения Вселенной какие-либо основания предполагать, что в природе существуют космические силы отталкивания, казалось бы отпали.
5. «ПУСТАЯ» ВСЕЛЕННАЯ
Что будет, если из Вселенной убрать все вещество? На первый взгляд кажется, что такая операция совершенно абстрактна и получаемая модель будет соответствовать лишь воображению теоретиков. Но это вовсе не так и ничего фантастического или тем более наивного в такой операции нет. В истории Вселенной, по-видимому, был период, когда она была 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, «классическим астрономом». Он много занимался точным определением положения звезд на небе, небесной механикой, был одним из пионеров массовых фотометрических наблюдений звезд. В течение десятилетий он изучал движение спутников Юпитера, создал теорию этого движения, которой пользуются до сих пор. В. де Ситтер сразу оценил то огромное значение, которое теория Эйнштейна должна иметь в астрономии вообще и в космологии в особенности. Модель Вселенной де Ситтера была опубликована в тот же год, что и модель Эйнштейна, и обе эти модели можно считать первым опытом применения Общей теории относительности в космологии.
Итак, следуя де Ситтеру, уберем из Вселенной все вещество. Поместим в нашу пустую Вселенную две свободные пробные частицы на расстоянии друг от друга. Частицы называются пробными, так как предполагается, что их массы достаточно малы, чтобы не влиять на их относительное движение, 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 галактики двигаться друг от друга с ускорением, пропорциональным расстоянию. Если по ускорению найти скорость, а затем изменение расстояния со временем, то легко показать, что относительная скорость частиц-галактик будет стремительно нарастать.
Такую зависимость называют экспоненциальной, она выражает чрезвычайно быстрый рост расстояния от времени. Какой же можно сделать вывод? В «почти пустой» Вселенной, т. е. в такой Вселенной, в которой можно пренебречь обычным тяготением галактик друг к другу, 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 определенному заключению о справедливости своей теории. К сегодняшней Вселенной модель де Ситтера вряд ли применима: динамика Вселенной определяется обычным тяготением вещества. Но эта модель оказалась важной для описания далекого прошлого Вселенной, когда она только начинала расширяться.
6. ГИПОТЕЗА «БОЛЬШОГО ВЗРЫВА»
Работы Фридмана показали, как с течением времени должна эволюционировать Вселенная. В частности, они предсказали необходимость существования в прошлом «сингулярного состояния» — вещества огромной плотности, а значит, и необходимость какой-то причины, побудившей сверхплотное вещество начать расширяться. Это было теоретическим открытием взрывающейся Вселенной. Заметим, что открытие было сделано без наличия 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, следовало, что из-за тяготения материи она нестационарна, а значит, в прошлом должна была быть причина начала расширения — причина Большого взрыва.
Наблюдательное открытие взрывающейся Вселенной было сделано американским астрономом Э. Хабблом в 1929 г. Далекие звездные системы — галактики и их скопления — являются наибольшими известными астрономам структурными единицами Вселенной. Они наблюдаются с огромных расстояний, и именно изучение их движений дослужило наблюдательной основой исследования кинематики Вселенной. Для далеких объектов можно измерять скорость удаления или приближения, пользуясь эффектом 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. В 1924 г. К. Вирц обнаружил, что, чем меньше угловой 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 подтвердили его результаты. Теперь мы понимаем, что противоречия были связаны с тем, что линейные размеры галактик весьма различны, и поэтому их видимые угловые размеры не указывают прямо на расстояние от нас: галактика может быть видима маленькой не только потому, 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 были созданы. Впервые это удалось сделать с помощью пульсирующих звезд, меняющих свою яркость,— цефеид.
Эти переменные звезды обладают замечательной особенностью. Количество света, излучаемое цефеидой,— 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. Видимый блеск обратно пропорционален квадрату расстояния до цефеиды. Сравнение видимого блеска со светимостью позволяет найти расстояние до цефеиды.
Цефеиды были открыты в других галактиках. Расстояния до этих звезд, а значит, и до галактик, в которых они находятся, оказались гораздо большими, чем размер нашей собственной Галактики. Тем самым было окончательно установлено, что галактики — это далекие звездные системы, подобные нашей.
Для установления расстояний до галактик, помимо цефеид, 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 «стандартной» 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 — цефеиды или ярчайшие звезды, рассмотренные выше.
В 1936 г. Хаббл предложил использовать в качестве таких индикаторов целые галактики. Он исходил из следующих соображений. Индикатор расстояний должен обладать определенной фиксированной светимостью. Тогда видимый блеск будет служить указателем расстояния. Отдельные галактики не могут служить индикатором расстояний, так как светимость отдельных галактик весьма различна. Например, наша Галактика излучает энергия как десять миллиардов солнц. Имеются галактики, которые 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. Видимый блеск этих галактик можно использовать как указатель расстояний. Чем дальше расстояние, тем слабее блеск.
Итак, в космологии исследуется зависимость звездная величина т — красное смещение z (точнее, log z) для ярчайших галактик скоплений. Такая зависимость найдена, график ее прямолинеен, и это надежно подтверждает открытый Хабблом закон расширения Вселенной.
7. «НЕПУСТАЯ» ВСЕЛЕННАЯ
Вернемся к проблеме критической плотности. Каково же значение критической плотности? Сформулируем 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.
Еще лет двадцать назад астрономы считали, что Вселенная в самых больших масштабах — 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. Всего Галактика содержит ~200 миллиардов звезд. Газ и пыль между звездами дают к массе звезд совершенно незначительную добавку (около 2%).
Казалось, что и другие галактики в основном состоят из светящихся звезд, а пространство между галактиками практически пусто. Галактики собраны в группы и скопления разных масштабов, образуя ячеисто-сетчатую крупномасштабную структуру Вселенной. Размер типичных пустых областей, в которых галактик мало или совсем нет, около 30—40 Мпк. Расстояния между крупнейшими сверхскоплениями галактик, находящимися в узлах ячеистой структуры, могут быть 100—300 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 — галактик.
Как можно определить усредненную по столь большим масштабам среднюю плотность вещества, которая нужна для решения космологической проблемы?
Если вся материя действительно сосредоточена в светящихся галактиках, то для этого надо подсчитать общее число галактик в достаточно большом объеме, затем определить 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. Надежное определение усредненной по большим объемам 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. Если во Вселенной нет заметных количеств материи между галактиками, которая почему-либо не видна, то и Вселенная всегда будет расширяться.
Однако, есть основания считать, что наблюдаемые нами галактики еще далеко не все, что имеется во Вселенной. Более того, невидимая масса, вероятно, составляет основную часть Вселенной. Таким образом, весьма возможно, что непосредственно наблюдаемые в телескопы великолепные узоры гигантских галактических миров — это лишь малая видимая часть истинной невидимой структуры мира. Невидимые массы Вселенной получили название скрытой массы.
8. СКРЫТАЯ МАССА
Существующие во Вселенной тела и скопления вещества астрономы обнаруживают в основном по их излучению. Это может быть видимый спектр или другие виды электромагнитных волн — всё равно имеются признаки излучения, позволяющие их регистрировать. Именно таким способом установлено, что большая часть видимого вещества Вселенной сосредоточена в звёздах. Кроме них имеются разреженный межзвёздный галактический газ, пыль, тела планетного типа вблизи звёзд.
Однако, не от всех космических объектов можно принять излучение. Например, с Земли нельзя рассмотреть 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 светящихся звезд), где, казалось бы, никакой материи в заметных количествах уже нет. Тем не менее, вычисленная 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. Тяготение этих масс никак не сказывается на движения звезд глубоко внутри короны на краю видимой галактики, так как мы знаем, что сферическая оболочка внутри себя тяготения не создает, но эти массы влияют своим тяготением на движение тел на окраинах 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 — 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 30-х гг. ХХ в. Швейцарский астроном Фриц Цвикки, измеряя по красному смещению скорости галактик из скопления в созвездии Волосы Вероники, получил неожиданный результат. Лучевые скорости этих галактик оказались слишком высокими и не соответствовали общей массе скопления, определённой по числу наблюдаемых галактик (т. е. по видимому веществу). Тогда Цвикки выдвинул смелую гипотезу, что в скоплении присутствует невидимая, скрытая масса, она-то и является причиной больших скоростей галактик. Но самым удивительным было то, что, согласно расчётам, эта невидимая масса во много раз превышала массу видимую. Та же картина наблюдалась и во многих других скоплениях галактик
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
