«Сучасна космологiя i проблема прихованої маси у Всесвiтi»
Введення
Їх задавали собi люди i тодi, коли справжньої науки ще не було, i потiм, коли знання, що зароджується i набирає силу, почало свiй нескiнченний рух у вiдшуканнi iстини. Пiд час роботи над цiєю темою була зроблена спроба невеликого аналiзу iсторiї космологiї i проблеми прихованої маси у Всесвiтi.
У мiру того як розширилися просторовi (i тимчасовi) масштаби пiзнаної людиною частини Вселеною, мiнялися i космологiчнi уявлення. Першою космологiчною моделлю, що має 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 неї звертався Мiсяць, Сонце, планети, рухомi складною системою кiл — «эпiциклiв» i «диферентiв», 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 наївно з нашої сьогоднiшньої точки зору не виглядав цей «весь свiт», необхiдно вiдзначити, що в нiй було рацiональне зерно — дещо ця система описувала в основному правильно. Звичайно, правильний опис торкався не всього свiту, всього Всесвiту, а тiльки маленької 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 звертається 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 — Мiсяць. Система миру Птолемея панувала в науцi близько 1,5 тисяч рокiв. Потiм її змiнила гелiоцентрична система миру Н. Коперника (XVI вiк i. э.).
системою «всього свiту». В центрi миру було Сонце, навкруги якого зверталися планети. Все це охоплювала сфера нерухомих зiрок.
Як ми знаємо тепер, насправдi система Коперника була зовсiм не «системою миру», а схемою будови Сонячної 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 простежується наступний факт. Кожна «система миру» по сутi була моделлю найбiльшої достатньо добре вивченої на той час системи небесних тел. Так, модель Птолемея правильно вiдображала будову системи Земля — Мiсяць, система Коперника була моделлю Сонячної системи, iдеї моделi зоряного миру В. Гершеля i iн. вiдображали деякi риси будови нашої зоряної системи — Галактики. Але кожна з цих моделей претендувала свого часу на опис будови «всього Всесвiту». Ця ж тенденцiя на новому рiвнi простежується, як ми побачимо, i в розвитку сучасної космологiї в XX столiттi.
Трохи iсторiї
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 релятивiстської теорiї тяжiння (загальної теорiї вiдносностi).
Перша релятивiстська космологiчна модель, заснована на новiй теорiї 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 1922—1924 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 є 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 є основою всього подальшого розвитку космологiї. Як ми побачимо далi, цi моделi описували механiчну картину руху величезних мас Всесвiту i її 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 своєю суттю були еволюцiйними, зв'язували сьогоднiшнiй стан Всесвiту з її попередньою iсторiєю. Зокрема, з цiєї теорiї виходило, що у далекому минулому Вселена не була зовсiм схожа на спостережувану нами сьогоднi. Тодi не було нi окремих небесних тiл, нi їх систем, вся речовина була майже однорiдною, дуже щiльною i швидко розширялося. Тiльки значно пiзнiше з цiєї речовини виникли галактики i їх скупчення. Починаючи з кiнцем 40-х рокiв нашого столiття вся бiльша увага в космологiї привертає фiзика процесiв на рiзний етапах космологiчного розширення.
що температура речовини була велика (звiдси i назва теорiї) i падала з розширенням. Хоча в перших варiантах теорiї i були ще iстотнi недолiки (згодом вони були усуненi), вона зробила два важливi прогнози, якi могли бути перевiренi наглядами. Теорiя передбачала, що речовина, з якої формувалися першi зiрки i галактики, повинна складатися головним чином з водню (приблизно на 75%) i гелiю (бiля 25%), домiшка iнших хiмiчних елементiв незначна. Інше виведення теорiї полягало в тому, що в сьогоднiшньому Всесвiтi повинне iснувати слабке електромагнiтне випромiнювання, що залишилося вiд епохи великої густини i температури речовини. Це випромiнювання, що остигнуло в ходi розширення Всесвiту, було названо радянським астрофiзиком І. С. Шкловским релiктовим випромiнюванням. Обидва прогнози теорiї блискуче пiдтвердилися.
До цього ж часу (кiнець 40-х рокiв) вiдноситься поява принципово нових наглядових можливостей в космологiї. Виникла радiоастрономiя, а потiм пiсля початку космiчної ери розвинулася рентгенiвська, гамма-астрономiя i iн. Новi можливостi з'явилися i у оптичної астрономiї. Зараз рiзними методами Всесвiт дослiджується аж до вiдстаней в декiлька мiльярдiв парсекiв (парсек — одиниця вiдстанi, що використовується астрономами i рiвна зразково трьом свiтловим рокам або 3 • 1018 см.).
Сучасний етап в розвитку космологiї характеризується iнтенсивним дослiдженням проблеми початку космологiчного розширення, коли густина матерiї i енергiї частинок була величезною. Керiвними iдеями тут є новi теоретичнi вiдкриття у фiзицi взаємодiї елементарних частинок при дуже великих енергiях. Іншою важливою проблемою космологiї є проблема виникнення структури Всесвiту — скупчень галактик, самих галактик i т. д. з первинно майже однорiдної речовини, що розширяється.
Сучасна космологiя побудована працями багатьох учених всього свiту. Можна вiдзначити важливу роль наукових шкiл, створених в нашiй країнi академiками В. Л. Гинзбургом, Я. Б. Зельдовiчем, Е. М. Лiвшицем, М. А. Марковим, І. М. Халатниковим.
Слiд пiдкреслити визначаючу роль астрофiзичних наглядiв в розвитку сучасної космологiї. Її 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 вважається, що зорянi системи — галактики — складаються з сотень мiльярдiв зiрок. Їх розмiри часто досягають десяткiв тисяч парсекiв. Галактики у свою чергу зiбранi в групи i скупчення. Розмiри крупних скупчень — декiлька мiльйонiв парсекiв (Мпк). Є 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 «модель» мається 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 — це видiлення в ньому головного, типового.
його рух. Що стосується розподiлу речовини у великих масштабах, то, як вже було сказано, його можна з хорошою точнiстю вважати однорiдним по простору. Немає у Всесвiтi i яких-небудь видiлених напрямiв. Як то кажуть, наш Всесвiт однорiдний i iзотропний. Що визначає рух речовини в космiчних масштабах? Звичайно ж, це, в першу чергу, сили всесвiтньою тяжiння — вони очолюють у Всесвiтi. Їх називають також силами гравiтацiї.
Отже, для побудови моделi Всесвiту необхiдно скористатися рiвняннями тяжiння. Закон всесвiтнього тяжiння був встановлений І. 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 гравiтацiї — 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 немає необхiдностi використовувати найскладнiший математичний апарат теорiї Ейнштейна. Це було показано в 1934 р. Э. Милном i В. Маккрi. Причина цiєї дивної можливостi полягає в наступному. Сферично-симетрична матерiальна оболонка не створює 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 самої 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 пропорцiйної квадрату його радiусу.
Тепер пригадаємо про всю решту речовини Всесвiту зовнi кулi i спробуємо 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 випробовує галактика на поверхнi кулi до його центру. Такий же висновок справедливий в загальнiй теорiї вiдносностi. Тепер ясно, чому для виведення законiв руху мас в однорiдному Всесвiтi можна скористатися теорiєю Ньютона, а не Ейнштейна.
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 є (а у далекому минулому тиск у Всесвiтi був величезним), то воно не створює гiдродинамiчної сили. Адже така сила виникає тiльки при перепадi тиску вiд мiсця до мiсця. Пригадаємо, що ми не вiдчуваємо нiякої сили вiд великого тиску нашої атмосфери через те, що усерединi нас повiтря створює точно такий же тиск. Нiякого перепаду немає — немає i сили. Але наш Всесвiт однорiдний. Значить, у будь-який момент часу i густина, i тиск (якщо воно є) скрiзь однаковi, i нiякого перепаду тиску бути не може.
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
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 — дiйсно далекi зорянi системи. Висловлюючи свою Модель, Ейнштейн писав: «найважливiше зi всього, що вам вiдомо з досвiду про розподiл матерiї, полягає 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: є координатна система, щодо якої матерiю можна розглядати тiєю, що знаходиться протягом тривалого часу у спокої».
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 їх роздiляє. Прискорення, яке ця сила повiдомляє 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 її лабораторного виявлення абсолютно безнадiйної. 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 Сонячної системи або всiєї нашої Галактики цi сили нiкчемно малi в порiвняннi з силами тяжiння.. Зрозумiло, це вiдштовхування нiяк не позначається на русi тiл Сонячної системи i може бути знайдене тiльки при дослiдженнi рухiв самих найвiддаленiших спостережуваних галактик.
Так, в рiвняннях тяжiння Ейнштейна з'явилася космологiчна постiйна, описує сили вiдштовхування вакууму. Дiя цих сил така ж унiверсальна, як i сил всесвiтнього тяжiння, тобто воно не залежить вiд фiзичної природи тiла, на якому виявляється, тому логiчно назвати цю дiю гравiтацiєю вакууму.
їх визнав.
Пiсля вiдкриття Э. Хабблом розширення Всесвiту якi-небудь пiдстави припускати, що в природi iснують космiчнi сили вiдштовхування, здавалося б вiдпали.
«Порожнiй» Всесвiт
або тим бiльше наївного в такiй операцiї немає. В iсторiї Вселеної, мабуть, був перiод, коли вона була практично порожня, вiльна вiд звичайної фiзичної матерiї, i модель порожнього Всесвiту описувала тодi її еволюцiю.
Вперше модель порожнього Всесвiту була побудована голландським астрономом В. деСиттером в 1917 р. Вiллем де Ситтер був, якщо так можна виразитися, «класичним астрономом». 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 астрономiї взагалi i в космологiї особливо. Модель Вселеної де Ситтера була опублiкована в той же рiк, що i модель Ейнштейна, i обидвi цi моделi можна вважати першим досвiдом вживання Загальної теорiї вiдносностi в космологiї.
що їх маси достатньо малi, щоб не впливати на їх вiдносний рух, а вiльними вони називаються тому, що на них не дiє нiяка сила, окрiм гравiтацiї. У Всесвiтi це можуть бути, наприклад, двi галактики, розташованi достатньо далеко один вiд одного. Тодi негативна гравiтацiя примушує 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 виражає надзвичайно швидке зростання вiдстанi вiд часу. Якiй же можна зробити висновок? В «майже порожньому» 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 своєї теорiї. До сьогоднiшнього Всесвiту модель де Ситтера навряд чи застосовна: динамiка Всесвiту визначається звичайним тяжiнням речовини. Але ця модель виявилася важливою для опису далекого минулого Всесвiту, коли вона тiльки починала розширятися.
Гiпотеза «Великого вибуху»
Роботи Фрiдмана показали, як з часом повинен еволюцiонувати Всесвiт. Зокрема, вони передбачили необхiднiсть iснування у минулому «сингулярного стану» — речовини величезної густини, а значить, i необхiднiсть якоїсь 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 iдеї нi в теорiї, нi в експериментi не iснувало. Але вже з того факту, що Всесвiт однорiдний, витiкало, що через тяжiння матерiї вона нестацiонарна, а значить, у минулому повинна була бути причина початку розширення — причина Великого вибуху.
Наглядове вiдкриття вибухаючого Всесвiту було зроблено американським астрономом Э. Хабблом в 1929 р. Далекi зорянi системи — галактики i їх скупчення — є найбiльшими вiдомими астрономам структурними одиницями Всесвiту. Вони спостерiгаються з величезних вiдстаней, i саме вивчення їх рухiв дослужило наглядовою основою дослiдження кiнематики Вселеної. Для далеких об'єктiв можна вимiрювати швидкiсть видалення або наближення, користуючись ефектом Доплера.
Вимiрюючи зсув спектральних лiнiй в спектрах небесних тiл, астрономи визначають їх 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 її швидкiсть видалення, хоча одержана залежнiсть i була дуже нечiтка. Вiрц порахував, що ця залежнiсть вiдображає залежнiсть мiж швидкiстю i вiдстанню i тому свiдчить на користь космологiчної 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 розумiємо, що суперечностi були зв'язанi з тим, що лiнiйнi розмiри галактик вельми рiзнi, i тому їх 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.
цефеїд.
Цi змiннi зiрки володiють чудовою особливiстю. Кiлькiсть свiтла, випромiнюване цефеїдою, — її свiтимiсть i перiод змiни свiтимостi унаслiдок пульсацiї тiсно зв'язанi. Знаючи перiод, можна обчислити свiтимiсть. А це дозволяє обчислювати вiдстань до цефеїди. Дiйсно, змiрявши перiод пульсацiй за спостереженнями змiни блиску, визначаємо свiтимiсть цефеїди. Потiм вимiрюється видимий блиск зiрки. Видимий блиск обернено пропорцiйний квадрату вiдстанi до цефеїди. Порiвняння видимого блиску з свiтимiстю дозволяє знайти вiдстань до цефеїди.
Цефєїди були вiдкритi в iнших галактиках. Вiдстанi до цих зiрок, а значить, i до галактик, в яких вони знаходяться, виявилися набагато бiльшими, нiж розмiр нашої власної Галактики. Тим самим було остаточно встановлено, що галактики — це далекi зорянi системи, подiбнi нашої.
Для встановлення вiдстаней до галактик, крiм цефеїд, вже в перших роботах застосовувалися i iншi методи. Одним з таких методiв є 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 «стандартнiй» величинi можна визначати вiдстань. Але найяскравiшi зiрки мають бiльшу свiтимiсть, нiж цефеиды, можуть бути виднi з великих вiдстаней i є, 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 — цефеїди або найяскравiшi зiрки, розглянутi вище.
В 1936 р. Хаббл запропонував використовувати як такi iндикатори цiлi галактики. Вiн виходив з наступних мiркувань. Індикатор 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 випромiнює енергiя як десять мiльярдiв сонць. Є галактики, якi свiтять в сотнi раз слабкий, але є i такi, якi свiтять в десятки разiв сильнiше. Припустимо, що є верхня межа повної свiтимостi окремих галактик. Тодi в багатих скупченнях галактик, що мiстять тисячi членiв, найяскравiша галактика з дуже великою вiрогiднiстю повинна мати свiтимiсть бiля цiєї верхньої межi, тобто мати стандартну свiтимiсть, однакову для будь-якого великого скупчення. Найяскравiшi галактики у великих скупченнi є, отже, еталонами, подiбними цефеїдам. Видимий блиск цих галактик можна використовувати як покажчик вiдстаней. Чим далi вiдстань, тим слабкий блиск.
Отже, в космологiї дослiджується залежнiсть зоряна величина т — червоний зсув z (точнiше, log z) для найяскравiших галактик скупчень. Така залежнiсть знайдена, графiк її прямолiнiйний, i це надiйно пiдтверджує вiдкритий Хабблом закон розширення Всесвiту.
«Непорожнiй» Всесвiт
чи бiльше ця середня густина критичного значення або менше?
Таким чином, йдеться саме густинi всiх видiв фiзичної матерiї. Рiч у тому, що у астрономiв є вагомi пiдстави вважати, що, крiм видимих зiрок i газових туманностей, зiбраних в галактики, навкруги галактик i в просторi мiж ними є багато невидимiй або дуже важко спостережуванiй матерiї. Оскiльки тяжiння створюється всiма видами матерiї, то облiк невидимої матерiї в загальнiй густинi речовини абсолютно необхiдний для вирiшення питання про майбутню долю Вселеною.
Ще рокiв двадцять тому астрономи вважали, що Всесвiт в найбiльших масштабах — це саме мир галактик i їх систем. Вивчаючи нашу зоряну систему, Галактику, вони встановили, що в межах її 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 30—40 Мпк. Вiдстанi мiж найбiльшими над скупченням галактик, що знаходяться у вузлах комiрчастої структури, можуть бути 100—300 Мпк. В ще бiльших масштабах матерiя у виглядi галактик i їх скупчень, що свiтиться, розподiлена приблизно однорiдно. Така загальна велична картина розподiлу в просторi зоряних островiв — галактик.
Якомога визначити усереднену по таких великих масштабах середню густину речовини, яка потрiбна для вирiшення космологiчної проблеми?
Якщо вся матерiя дiйсно зосереджена в галактиках, що свiтяться, то для цього треба пiдрахувати загальне число галактик в достатньо великому об'ємi, потiм визначити масу середньої галактики. Множивши цi числа один на одного, ми одержимо повну масу речовини в даному об'ємi, а подiливши її на цей об'єм, одержимо середню густину, що цiкавить нас.
Так астрономи i поступали. При цьому, перш за все, необхiдно було знайти маси окремих галактик. Надiйне визначення усередненої по великих об'ємах 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 немає помiтних кiлькостей матерiї мiж галактиками, яка чого-небудь не видна, то i Всесвiт завжди розширятиметься.
спостережуванi в телескопи прекраснi узори гiгантських галактичних свiтiв — це лише мала видима частина iстинної невидимої структури миру. невидимi маси Всесвiту одержали назву прихованої маси.
дозволяють їх реєструвати. Саме таким способом встановлено, що велика частина видимої речовини Всесвiту зосереджена в зiрках. Окрiм них є розрiджений мiжзоряний галактичний газ, пил, тiла планетного типу поблизу зiрок.
Проте, не вiд всiх космiчних об'єктiв 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 вдається встановити тiльки по їх гравiтацiйнiй дiї 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 прихованої маси? Найважливiшi наглядовi данi про це зводяться до наступного. За допомогою радiотелескопiв спостерiгаються рухи супутникiв окремих галактик (ними є маленькi галактики) або руху газових хмар. Цi об'єкти часто рухаються на вiдстанях далеко за видимою межею галактики (обкресленою масою зiрок, що свiтяться), де, здавалося б, нiякої матерiї в помiтних кiлькостях вже немає. Проте, обчислена за цими спостереженнями маса тiєї або iншої галактики, навкруги якої 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 є якась невидима корона, що мiстить величезнi маси. Тяжiння цих мас нiяк не позначається на рухи зiрок глибоко усерединi корони на краю видимої галактики, оскiльки ми знаємо, що сферична оболонка усерединi себе тяжiння не створює, але цi маси впливають своїм тяжiнням на рух тiл на околицях корони i зовнi неї.
Ще бiльшi прихованi маси є в мiжгалактичному просторi в скупченнях галактик. В таких скупченнях галактики рухаються хаотично. Тому астрофiзики спочатку вимiрюють швидкостi окремих галактик, а, потiм, пiсля знаходження середньої швидкостi, обчислюють повну масу скупчення, що створює загальне поле тяжiння, яке розгонить галактики, що рухаються в ньому. Зрозумiло, ця маса включає всю речовину — i видиме, i невидиме. І ось виявляється, що iнодi повна маса в багато десяткiв разiв перевищує 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'ї 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 є 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 невидимої речовини неодноразово притягувалася для iнтерпретацiї 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, їх орбiтальнi швидкостi зменшувалися б у мiру видалення вiд центру. Насправдi вони не тiльки не зменшуються, але у рядi випадкiв навiть зростають. Те ж саме вiдбувається i в нашiй Галактицi. Щоб пояснити це явище, потрiбно припустити, що далеко за межами видимих меж галактики тягнеться матерiя, що не свiтиться, темна. Звичайно її називають темним гало. З його облiком маса гiгантських спiральних систем типу Чумацького Шляху виявляється рiвною приблизно 1012 масам Сонця, тодi як речовини, укладеного в зiрках, у декiлька разiв менше.
можна оцiнити характеристики гравiтацiйного поля, в якому знаходиться газ, а отже, i повну масу речовини, що є джерелом цього поля. Вже першi результати рентгенiвських наглядiв гарячого газу в скупченнях галактик пiдтвердили присутнiсть в них прихованої маси, що не входить до складу окремих галактик.
дуже успiшної мiсiї космiчної iнфрачервоної обсерваторiї HPAC (IRAS) було встановлено, що рух Мiсцевої групи в просторi направлений в ту сторону, де зосереджена велика кiлькiсть галактик. В цьому немає нiчого дивного, адже за законом тяжiння велика маса повинна притягати оточуючi групи галактик. Але змiряна швидкiсть руху виявилася дуже високою (бiльш 600км/с), щоб її можна було пояснити гравiтацiйною дiєю спостережуваних галактик. Це свiдчило про присутнiсть прихованої маси мiж галактиками.
Нарештi, нагляди слабких галактик, проведенi за допомогою чутливих детекторiв випромiнювання – ПЗС-матриць, — дозволили не просто пiдтвердити наявнiсть прихованої маси, але i достатньо точно позначити її 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 дiє як збираюча лiнза. Вона дозволяє одержати зображення слабких галактик (як правило, 22-28 зоряної величини), що знаходяться далеко за самим скупченням. При цьому зображення самих галактик стають яскравiше i спотворюються, витягуючись в дуги рiзної довжини з центром, спiвпадаючим з центром скупчення. Аналiзуючи такi зображення, можна вiдновити розподiл густини в «лiнзi», тобто в скупченнi галактик. Виявилося, що створююча тяжiння матерiя тягнеться далеко за межi видимої частини скупчення.
Існування прихованої маси кардинально мiняє оцiнку загальної усередненої густини всiх мас Всесвiту. Можливо, є прихована маса i мiж скупченнями галактик. Її 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 є прихована маса? Треба прямо сказати, що фiзична природа прихованої 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 є своєрiдним релiктом тих фiзичних процесiв, якi протiкали в першi митi розширення Всесвiту. Прихована маса, можливо, є сукупнiстю великого числа елементарних частинок, що володiють масою спокою i слабовзаємодiючих iз звичайною речовиною. Теорiя передбачає можливiсть iснування таких частинок. Ними можуть бути, наприклад, нейтрино, якщо вони володiють масою спокою.
(протонiв i нейтронiв — частинок, з яких складаються атомнi ядра всiх хiмiчних елементiв) не перевищує 10% вiд маси, необхiдної для критичної густини, тобто тiєї густини, який теоретично повинен володiти Всесвiт. Тому залишається або припустити, що у Всесвiтi крiм звичайної барiонної (атомної) маси мiститься ще дуже багато речовини, що не складається з атомiв, або вважати, що порожнiй простiр (вакуум) володiє такими властивостями, що вносить свiй внесок в повну густину матерiї. У принципi небарiонна прихована маса може бути укладена в легких елементарних частинках (з масою в мiльйони раз менше маси спокою електрона), iснування яких слiдує їх сучаснiй фiзичнiй теорiї елементарних частинок. Пошуки таких частинок посилено ведуться на наймогутнiших прискорювачах, але поки не увiнчалися успiхом.
Проте, частина прихованої маси можливо полягає в тiлах, що складаються iз звичайних атомiв. Спостерiгаючи речовину, що свiтиться, можна зробити висновок, що зiрки, що мiстять основну частину видимої матерiї, - це лише невелика частина навiть вiд барiонної речовини. Значить у Всесвiтi напевно багато невидимих i не вiдкритих поки об'єктiв барiонної природи, швидше за все газових тiл з масою, промiжною мiж масою зiрок i невеликих планет (їх називають «темними» карликами). Теоретично такими об'єктами можуть бути чорнi дiри масою близько ста сонячних. Можливо, що цi невидимi об'єкти — частина речовини, що залишилася вiд епохи утворення галактик, або залишки еволюцiї зiрок, що iснували ще до народження галактик. Хоча таких темних тiл навряд чи вистачить для пояснення парадоксу прихованої маси, їх пошуки активно проводяться. Перспективними в цьому вiдношеннi є роботи по гравiтацiйному мiкролiнзуванню.
Дослiджуючи ефекти гравiтацiйного мiкролiнзування мiльйонiв зiрок в Магелланових Хмарах, астрономи зареєстрували декiлька випадкiв характерної змiни яскравостi далеких слабких зiрок. Це може бути пов'язано з iснуванням темних об'єктiв в гало нашої Галактики. Проте з наглядiв поки важко остаточно визначити, яку частину маси невидимої речовини вони складають.
Висновок
Сьогоднi можна достатньо упевнено укласти: Всесвiт в основному заповнений невидимою речовиною. Воно утворює протяжнiсть галактик i заповнює мiжгалактичний простiр, концентруючись в скупченнях галактик.
Отже, спроби розiбратися, з чого ж складається Всесвiт, привели у наш час до вельми цiкавої ситуацiї. На початку ХХI сторiччя виявляється, що всi астрономiчнi об'єкти, що вивчалися дотепер, складають лише незначну частку космiчної речовини. Це справжнiй виклик людському знанню. Залишається сподiватися, що новiтнi методи астрономiї, такi, як метод гравiтацiйного мiкролiнзування, дозволять в майбутньому пролити свiтло на захоплюючу i загадкову проблему невидимої речовини в нашiй Галактицi i у Всесвiтi.
|
