Сучасна космологія

«Сучасна космологія і проблема прихованої маси у Всесвіті»

Введення

Прагнення представити структуру всього навколишнього світу завжди було однією з насущних потреб людства, що розвивається. «який влаштований світ? Чому існує? Звідки узявся?» — це приклади вічних питань. Їх задавали собі люди і тоді, коли справжньої науки ще не було, і потім, коли знання, що зароджується і набирає силу, почало свій нескінченний рух у відшуканні істини. Під час роботи над цією темою була зроблена спроба невеликого аналізу історії космології і проблеми прихованої маси у Всесвіті.

На кожному історичному етапі у людей були різні пануючі уявлення про Всесвіт. Ці уявлення відображали той рівень знань і досвід вивчення природи, який досягався на відповідному етапі розвитку суспільства. У міру того як розширилися просторові (і тимчасові) масштаби пізнаної людиною частини Вселеною, мінялися і космологічні уявлення. Першою космологічною моделлю, що має Математичне обгрунтовування, можна рахувати геоцентричну систему миру К. Птолемея (II вік н. э.). В системі Птолемея в центрі Всесвіту була нерухома куляста Земля, а навкруги неї звертався Місяць, Сонце, планети, рухомі складною системою кіл — «эпіциклів» і «диферентів», і, нарешті, все це було укладено в сферу нерухомих зірок. Тобто система претендувала на опис всього матеріального світу, тобто була саме космологічною системою. Як би наївно з нашої сьогоднішньої точки зору не виглядав цей «весь світ», необхідно відзначити, що в ній було раціональне зерно — дещо ця система описувала в основному правильно. Звичайно, правильний опис торкався не всього світу, всього Всесвіту, а тільки маленької його частини. Що ж в цій системі було правильним? Правильним було уявлення про нашу планету як про кулясте тіло, вільно що висить в просторі; правильним було те, що Місяць звертається навкруги Землі. Все інше, як з'ясувалося, не відповідало дійсності. Наука тоді була ще в такому стані, що, за винятком окремих геніальних припущень, не могла вийти за рамки системи Земля — Місяць. Система миру Птолемея панувала в науці близько 1,5 тисяч років. Потім її змінила геліоцентрична система миру Н. Коперника (XVI вік і. э.).

Революція, вироблена в науці навчанням Коперника, зв'язана в першу чергу з тим, що наша Земля була визнана рядовою планетою. Зникло всяке зіставлення «земного» і «небесного». Система Коперника також вважалася системою «всього світу». В центрі миру було Сонце, навкруги якого зверталися планети. Все це охоплювала сфера нерухомих зірок.

Як ми знаємо тепер, насправді система Коперника була зовсім не «системою миру», а схемою будови Сонячної системи, і в цьому значенні була правильною.

Надалі незвичайне розширення масштабів дослідженого миру завдяки винаходу і вдосконаленню телескопів привело до уявлення про зоряний Всесвіт. Нарешті, на початку XX століття виникло уявлення про Всесвіт як про світ галактик (метагалактики). При розгляді цього історичного ланцюжка змін космологічних уявлень ясно простежується наступний факт. Кожна «система миру» по суті була моделлю найбільшої достатньо добре вивченої на той час системи небесних тел. Так, модель Птолемея правильно відображала будову системи Земля — Місяць, система Коперника була моделлю Сонячної системи, ідеї моделі зоряного миру В. Гершеля і ін. відображали деякі риси будови нашої зоряної системи — Галактики. Але кожна з цих моделей претендувала свого часу на опис будови «всього Всесвіту». Ця ж тенденція на новому рівні простежується, як ми побачимо, і в розвитку сучасної космології в XX столітті.

Трохи історії

Розглянемо дуже стисло, які етапи пройшов розвиток науки про Всесвіт вже у наш час. Сучасна космологія виникла на початку XX століття після створення А. Эйнштейном релятивістської теорії тяжіння (загальної теорії відносності).

Перша релятивістська космологічна модель, заснована на новій теорії тяжіння і претендуюча на опис всього Всесвіту, була побудована А. Эйнштейном в 1917 р. Проте вона описувала статичний Всесвіт і, як показали астрофізичні нагляди, виявилася невірною.

В 1922—1924 рр. радянським математиком А.А. Фридманом були одержані загальні рішення рівнянь Ейнштейна, застосованих до опису всього Всесвіту. Виявилося, що в загальному вигляді ці рішення описують Вселену, змінну з часом. Зоряні системи, що заповнюють простір, не можуть знаходитися в середньому на незмінних відстанях один від одного. Вони повинні або віддалятися, або зближуватися. Ми побачимо далі, що це є неминучим слідством наявності сил тяжіння, які очолюють в космічних масштабах. Висновок Фрідмана означав, що Всесвіт повинен або розширятися, або стискатися. Висновок цей означав корінну перебудову наших найзагальніших уявлень про Всесвіт і далеко не відразу зрозумів і прийнятий навіть самим передовим розумом людства. В 1929 р. американський астроном Э. Хаббл за допомогою астрофізичних наглядів відкрив розширення навколишнього нас світу галактик, відкрив розширення Всесвіту, підтверджуюче правильність висновків А.А. Фрідмана. Моделі Фрідмана є основою всього подальшого розвитку космології. Як ми побачимо далі, ці моделі описували механічну картину руху величезних мас Всесвіту і її глобальну структуру. Якщо колишні Космологічні побудови були покликані описувати головним чином саме спостережувану тепер структуру Всесвіту з незмінним в середньому рухом світів в ній, то моделі Фрідмана за своєю суттю були еволюційними, зв'язували сьогоднішній стан Всесвіту з її попередньою історією. Зокрема, з цієї теорії виходило, що у далекому минулому Вселена не була зовсім схожа на спостережувану нами сьогодні. Тоді не було ні окремих небесних тіл, ні їх систем, вся речовина була майже однорідною, дуже щільною і швидко розширялося. Тільки значно пізніше з цієї речовини виникли галактики і їх скупчення. Починаючи з кінцем 40-х років нашого століття вся більша увага в космології привертає фізика процесів на різний етапах космологічного розширення.

В цей час Г. Гамовым була висунута так звана теорія гарячого Всесвіту. В цій теорії розглядалися ядерні реакції, що протікали на самому початку розширення Всесвіту в дуже щільній речовині. При цьому передбачалося, що температура речовини була велика (звідси і назва теорії) і падала з розширенням. Хоча в перших варіантах теорії і були ще істотні недоліки (згодом вони були усунені), вона зробила два важливі прогнози, які могли бути перевірені наглядами. Теорія передбачала, що речовина, з якої формувалися перші зірки і галактики, повинна складатися головним чином з водню (приблизно на 75%) і гелію (біля 25%), домішка інших хімічних елементів незначна. Інше виведення теорії полягало в тому, що в сьогоднішньому Всесвіті повинне існувати слабке електромагнітне випромінювання, що залишилося від епохи великої густини і температури речовини. Це випромінювання, що остигнуло в ході розширення Всесвіту, було названо радянським астрофізиком І.С. Шкловским реліктовим випромінюванням. Обидва прогнози теорії блискуче підтвердилися.

До цього ж часу (кінець 40-х років) відноситься поява принципово нових наглядових можливостей в космології. Виникла радіоастрономія, а потім після початку космічної ери розвинулася рентгенівська, гамма-астрономія і ін. Нові можливості з'явилися і у оптичної астрономії. Зараз різними методами Всесвіт досліджується аж до відстаней в декілька мільярдів парсеків (парсек — одиниця відстані, що використовується астрономами і рівна зразково трьом світловим рокам або 3 • 1018 см.).

В 1965 р. американські фізики А. Пензиас і Р. Вилсон відкрили реліктове випромінювання, за що в 1978 р. вони були удостоєні Нобелівській премії. Це відкриття довело справедливість теорії гарячого Всесвіту.

Сучасний етап в розвитку космології характеризується інтенсивним дослідженням проблеми початку космологічного розширення, коли густина матерії і енергії частинок була величезною. Керівними ідеями тут є нові теоретичні відкриття у фізиці взаємодії елементарних частинок при дуже великих енергіях. Іншою важливою проблемою космології є проблема виникнення структури Всесвіту — скупчень галактик, самих галактик і т.д. з первинно майже однорідної речовини, що розширяється.

Сучасна космологія побудована працями багатьох учених всього світу. Можна відзначити важливу роль наукових шкіл, створених в нашій країні академіками В.Л. Гинзбургом, Я.Б. Зельдовічем, Е.М. Лівшицем, М.А. Марковим, І.М. Халатниковим.

Слід підкреслити визначаючу роль астрофізичних наглядів в розвитку сучасної космології. Її висновки і висновки перевіряються прямими або непрямими наглядами. Сьогодні ми можемо судити про будову і еволюцію спостережуваного нами Всесвіту з тим же ступенем надійності, з якою ми судимо про будову і еволюцію зірок, про природу інших небесних тел.

На даному етапі вважається, що зоряні системи — галактики — складаються з сотень мільярдів зірок. Їх розміри часто досягають десятків тисяч парсеків. Галактики у свою чергу зібрані в групи і скупчення. Розміри крупних скупчень — декілька мільйонів парсеків (Мпк). Є і ще більші по масштабах згущування і розрідження в розподілі галактик. Проте, починаючи з масштабами в декілька сотень мільйонів парсеків в більше розподіл речовини у Всесвіті можна вважати однорідним.

Модель Всесвіту

Що значить, побудувати модель Всесвіту? Найзагальніша відповідь на це питання така: необхідно знайти рівняння, яким підкоряються параметри, що характеризують властивості Всесвіту, і потім вирішити ці рівняння. Але якомога писати якісь рівняння для всього Всесвіту? В цьому і наступних розділах ми покажемо, як це робиться. Зрозуміло під словом «модель» мається на увазі виділення якісь основних властивостей, що цікавлять дослідників в першу чергу. Наперед очевидно, що кожне явище нескінченно багатоманітне і всі його риси не може описати ніяка система рівнянь. Сказане тим більше справедливе для Всесвіту. Тому звичайний метод моделювання якого-небудь явища — це виділення в ньому головного, типового.

Коли ми говоримо про Всесвіт, нас в першу чергу цікавить розподіл речовини в найбільших масштабах і її рух. Значить, нам належить побудувати математичну модель, що описує розподіл речовини в просторі і його рух. Що стосується розподілу речовини у великих масштабах, то, як вже було сказано, його можна з хорошою точністю вважати однорідним по простору. Немає у Всесвіті і яких-небудь виділених напрямів. Як то кажуть, наш Всесвіт однорідний і ізотропний. Що визначає рух речовини в космічних масштабах? Звичайно ж, це, в першу чергу, сили всесвітньою тяжіння — вони очолюють у Всесвіті. Їх називають також силами гравітації.

Отже, для побудови моделі Всесвіту необхідно скористатися рівняннями тяжіння. Закон всесвітнього тяжіння був встановлений І. Ньютоном. Його справедливість підтверджувалася протягом століть найрізноманітнішими астрономічними наглядами і лабораторними експериментами. Проте А. Эйнштейн показав, що закон тяжіння Ньютона справедливий лише в порівняно слабких полях тяжіння. Для сильних же полів необхідно застосовувати релятивістську теорію гравітації — загальну теорію відносності. Які ж поля слід вважати достатньо сильними? Відповідь така: якщо поле тяжіння розгонить падаючі в ньому тіла до швидкостей, близьких до швидкості світла, то це сильне поле. Яка сила гравітаційного поля у Всесвіті? Легко показати, що поля там повинні бути величезними.

А.А. Фридман скористався для побудови моделі Всесвіту рівняннями Ейнштейна. Проте багато років опісля з'ясувалося, що для побудови механіки руху мас в однорідному Всесвіті немає необхідності використовувати найскладніший математичний апарат теорії Ейнштейна. Це було показано в 1934 р. Э. Милном і В. Маккрі. Причина цієї дивної можливості полягає в наступному. Сферично-симетрична матеріальна оболонка не створює ніякого гравітаційного поля у всій внутрішній порожнині.

Тепер звернемося до розгляду сил тяжіння у Всесвіті. У великих масштабах розподіл речовини у Всесвіті можна вважати однорідним. Розглянемо спочатку сили тяжіння, створювані на поверхні кулі тільки речовиною самої кулі, і поки не розглядатимемо всю решту речовини Всесвіту. Хай радіус кулі вибраний не дуже великим, так що поле тяжіння, створюване речовиною кулі, відносно слабке і застосовна теорія Ньютона для обчислення сили тяжіння. Тоді галактики, що знаходяться на граничній сфері, притягуватимуться до центру кулі з силою, пропорційній масі кулі, і обернено пропорційної квадрату його радіусу.

Тепер пригадаємо про всю решту речовини Всесвіту зовні кулі і спробуємо врахувати сили тяжіння, ним створювані. Для цього розглядатимемо послідовно сферичні оболонки все більшого і більшого радіусу, охоплюючі кулю. Але, як було сказано вище, що сферично-симетричні шари речовини ніяких гравітаційних сил усередині порожнини не створюють. Отже, всі ці сферично-симетричні оболонки (тобто вся решта речовини Всесвіту) нічого не додадуть до сили тяжіння, яке випробовує галактика на поверхні кулі до його центру. Такий же висновок справедливий в загальній теорії відносності. Тепер ясно, чому для виведення законів руху мас в однорідному Всесвіті можна скористатися теорією Ньютона, а не Ейнштейна.

Ми вибрали кулю достатньо малим, щоб була застосовна теорія Ньютона для обчислення гравітаційних сил, створюваних його речовиною. Маси решти Всесвіту, що оточують кулю, на сили гравітації в даній кулі ніяк не вплинуть. Але ніяких інших сил в однорідному Всесвіті взагалі ні. Дійсно, це могли б бути тільки сили тиску речовини. Але навіть якщо тиск є (а у далекому минулому тиск у Всесвіті був величезним), то воно не створює гідродинамічної сили. Адже така сила виникає тільки при перепаді тиску від місця до місця. Пригадаємо, що ми не відчуваємо ніякої сили від великого тиску нашої атмосфери через те, що усередині нас повітря створює точно такий же тиск. Ніякого перепаду немає — немає і сили. Але наш Всесвіт однорідний. Значить, у будь-який момент часу і густина, і тиск (якщо воно є) скрізь однакові, і ніякого перепаду тиску бути не може.

Отже, для визначення динаміки речовини нашої кулі істотне тільки тяжіння його маси, визначуване по теорії Ньютона. Але Всесвіт однорідний. Це значить, що всі області її еквівалентні. Якщо визначити рух речовини в даній кулі, можна знайти, як міняються в ньому густина, тиск, то тим самим знайдемо зміну цих величин і в будь-якому іншому місці, у всьому Всесвіті.

Перша космологічна модель всесвіту - модель Ейнштейна

Перша космологічна модель була побудована А. Ейнштейном в 1917 р. незабаром після створення ним Загальної теорії відносності. Як і все тоді, він вважав, що Всесвіт повинен бути стаціонарна, вона не може направлений еволюціонувати. Ця модель створювалася більш ніж за десять років до відкриття Е. Хаббла. А. Ейнштейн, мабуть, нічого не знав про великі швидкості деяких галактик, які на той час вже були зміряні. До того ж у той час не було ще надійних доказів, що галактики — дійсно далекі зоряні системи. Висловлюючи свою Модель, Ейнштейн писав: «найважливіше зі всього, що вам відомо з досвіду про розподіл матерії, полягає в тому, що відносні швидкості зірок дуже малі в порівнянні з швидкістю світла. Тому я вважаю, що на перших порах в основу наших міркувань можна покласти наступне наближене допущення: є координатна система, щодо якої матерію можна розглядати тією, що знаходиться протягом тривалого часу у спокої».

Виходячи з таких міркувань, Ейнштейн ввів космічну силу відштовхування, яка робила світ стаціонарним. Ця сила універсальна: вона залежить не від маси тіл, а тільки від відстані, що їх розділяє. Прискорення, яке ця сила повідомляє будь-які тіла, що рознесли на відстань, повинно бути пропорційно відстані. Сили відштовхування, якщо вони, звичайно, існують в природі, можна б було знайти в достатньо точних лабораторних дослідах. Проте крихта величини робить задачу її лабораторного виявлення абсолютно безнадійної. Дійсно, це прискорення пропорційне відстані і в малих масштабах нікчемне. Легко підрахувати, що при вільному падінні тіла на поверхню Землі додаткове прискорення в 1030 разів менше самого прискорення вільного падіння. Навіть в масштабі Сонячної системи або всієї нашої Галактики ці сили нікчемно малі в порівнянні з силами тяжіння.. Зрозуміло, це відштовхування ніяк не позначається на русі тіл Сонячної системи і може бути знайдене тільки при дослідженні рухів самих найвіддаленіших спостережуваних галактик.

Так, в рівняннях тяжіння Ейнштейна з'явилася космологічна постійна, описує сили відштовхування вакууму. Дія цих сил така ж універсальна, як і сил всесвітнього тяжіння, тобто воно не залежить від фізичної природи тіла, на якому виявляється, тому логічно назвати цю дію гравітацією вакууму.

Через декілька років після роботи Ейнштейна, А. А. Фридманом була створена теорія Всесвіту, що розширяється. А. Эйнштейн спочатку не погоджувався з виведеннями радянського математика, але потім повністю їх визнав.

Після відкриття Э. Хабблом розширення Всесвіту які-небудь підстави припускати, що в природі існують космічні сили відштовхування, здавалося б відпали.

«Порожній» Всесвіт

Що буде, якщо зі Всесвіту прибрати всю речовину? На перший погляд здається, що така операція абсолютно абстрактна і одержувана модель відповідатиме лише уяві теоретиків. Але це зовсім не так і нічого фантастичного або тим більше наївного в такій операції немає. В історії Вселеної, мабуть, був період, коли вона була практично порожня, вільна від звичайної фізичної матерії, і модель порожнього Всесвіту описувала тоді її еволюцію.

Вперше модель порожнього Всесвіту була побудована голландським астрономом В. де Ситтером в 1917 р. Віллем де Ситтер був, якщо так можна виразитися, «класичним астрономом». Він багато займався точним визначенням положення зірок на небі, небесною механікою, був одним з піонерів масових фотометричних наглядів зірок. Протягом десятиріч він вивчав рух супутників Юпітера, створив теорію цього руху, яку користуються дотепер. В. де Ситтер відразу оцінив те величезне значення, яке теорія Ейнштейна повинна мати в астрономії взагалі і в космології особливо. Модель Вселеної де Ситтера була опублікована в той же рік, що і модель Ейнштейна, і обидві ці моделі можна вважати першим досвідом вживання Загальної теорії відносності в космології.

Отже, слідуючи де Ситтеру, приберемо зі Всесвіту всю речовину. Помістимо в наш порожній Всесвіт дві вільні пробні частинки на відстані один від одного. Частинки називаються пробними, оскільки передбачається, що їх маси достатньо малі, щоб не впливати на їх відносний рух, а вільними вони називаються тому, що на них не діє ніяка сила, окрім гравітації. У Всесвіті це можуть бути, наприклад, дві галактики, розташовані достатньо далеко один від одного. Тоді негативна гравітація примушує обидві галактики рухатися один від одного з прискоренням, пропорційним відстані. Якщо по прискоренню знайти швидкість, а потім зміну відстані з часом, то легко показати, що відносна швидкість частинок-галактик стрімко наростатиме.

Таку залежність називають експоненціальною, вона виражає надзвичайно швидке зростання відстані від часу. Якій же можна зробити висновок? В «майже порожньому» Всесвіті, тобто в такій Вселеній, в якій можна нехтувати звичайним тяжінням галактик один до одного, галактики можуть придбати великі швидкості видалення один від одного. Такий висновок одержав де Ситтер в 1917 р. В цей час йому були відомі швидкості тільки трьох галактик, і він не міг прийти до якого-небудь певного висновку про справедливість своєї теорії. До сьогоднішнього Всесвіту модель де Ситтера навряд чи застосовна: динаміка Всесвіту визначається звичайним тяжінням речовини. Але ця модель виявилася важливою для опису далекого минулого Всесвіту, коли вона тільки починала розширятися.

Гіпотеза «Великого вибуху»

Роботи Фрідмана показали, як з часом повинен еволюціонувати Всесвіт. Зокрема, вони передбачили необхідність існування у минулому «сингулярного стану» — речовини величезної густини, а значить, і необхідність якоїсь причини, що спонукала надщільну речовину почати розширятися. Це було теоретичним відкриттям вибухаючого Всесвіту. Помітимо, що відкриття було зроблено без наявності яких-небудь ідей про самий вибух, про причину початку розширення Всесвіту. Ніяких натяків на подібні ідеї ні в теорії, ні в експерименті не існувало. Але вже з того факту, що Всесвіт однорідний, витікало, що через тяжіння матерії вона нестаціонарна, а значить, у минулому повинна була бути причина початку розширення — причина Великого вибуху.

Наглядове відкриття вибухаючого Всесвіту було зроблено американським астрономом Э. Хабблом в 1929 р. Далекі зоряні системи — галактики і їх скупчення — є найбільшими відомими астрономам структурними одиницями Всесвіту. Вони спостерігаються з величезних відстаней, і саме вивчення їх рухів дослужило наглядовою основою дослідження кінематики Вселеної. Для далеких об'єктів можна вимірювати швидкість видалення або наближення, користуючись ефектом Доплера.

Вимірюючи зсув спектральних ліній в спектрах небесних тіл, астрономи визначають їх наближення і видалення, тобто вимірюють компоненту швидкості, направлену по променю зору. Тому швидкості, визначувані по спектральних вимірюваннях, носять назву променевих швидкостей. Піонером вимірювання променевих швидкостей у галактик був на початку минулого століття американський астрофізик В. Слайфер. В 1924 Р.К. Вирц знайшов, що, чим менше кутовий діаметр галактики, тим в середньому більше її швидкість видалення, хоча одержана залежність і була дуже нечітка. Вірц порахував, що ця залежність відображає залежність між швидкістю і відстанню і тому свідчить на користь космологічної моделі де Ситтера. Про роботу Фрідмана Вірц, мабуть, нічого не знав.

Проте відомий шведський астроном К. Лундмарк і інші астрономи, повторивши роботу Вірца, не підтвердили його результати. Тепер ми розуміємо, що суперечності були зв'язані з тим, що лінійні розміри галактик вельми різні, і тому їх видимі кутові розміри не указують прямо на відстань від нас: галактика може бути видима маленькою не тільки тому, що вона розташована далеко, але і тому, що вона насправді мала за розмірами.

Для вирішення питання були потрібні надійні методи визначення відстаней до галактик. І такі методи були створені. Вперше це вдалося зробити за допомогою пульсуючих зірок, що міняють свою яскравість, — цефеїд.

Ці змінні зірки володіють чудовою особливістю. Кількість світла, випромінюване цефеїдою, — її світимість і період зміни світимості унаслідок пульсації тісно зв'язані. Знаючи період, можна обчислити світимість. А це дозволяє обчислювати відстань до цефеїди. Дійсно, змірявши період пульсацій за спостереженнями зміни блиску, визначаємо світимість цефеїди. Потім вимірюється видимий блиск зірки. Видимий блиск обернено пропорційний квадрату відстані до цефеїди. Порівняння видимого блиску з світимістю дозволяє знайти відстань до цефеїди.

Цефєїди були відкриті в інших галактиках. Відстані до цих зірок, а значить, і до галактик, в яких вони знаходяться, виявилися набагато більшими, ніж розмір нашої власної Галактики. Тим самим було остаточно встановлено, що галактики — це далекі зоряні системи, подібні нашої.

Для встановлення відстаней до галактик, крім цефеїд, вже в перших роботах застосовувалися і інші методи. Одним з таких методів є використовування найяскравіших зірок в галактиці як індикатора відстаней.

Найяскравіші зірки, мабуть, мають однакову світимість і в нашій Галактиці, і в інших галактиках, і по цій «стандартній» величині можна визначати відстань. Але найяскравіші зірки мають більшу світимість, ніж цефеиды, можуть бути видні з великих відстаней і є, таким чином, більш могутнім індикатором відстаней. Відстані до цілого ряду галактик були визначені Е. Хабблом.

Природно, астрономи намагалися перевірити закон Хаббла для великих відстаней. Для цього потрібно було мати індикатори відстаней набагато більш могутні, ніж змінні зірки — цефеїди або найяскравіші зірки, розглянуті вище.

В 1936 р. Хаббл запропонував використовувати як такі індикатори цілі галактики. Він виходив з наступних міркувань. Індикатор відстаней повинен володіти певною фіксованою світимістю. Тоді видимий блиск служитиме покажчиком відстані. Окремі галактики не можуть служити індикатором відстаней, оскільки світимість окремих галактик вельми різна. Наприклад, наша Галактика випромінює енергія як десять мільярдів сонць. Є галактики, які світять в сотні раз слабкий, але є і такі, які світять в десятки разів сильніше. Припустимо, що є верхня межа повної світимості окремих галактик. Тоді в багатих скупченнях галактик, що містять тисячі членів, найяскравіша галактика з дуже великою вірогідністю повинна мати світимість біля цієї верхньої межі, тобто мати стандартну світимість, однакову для будь-якого великого скупчення. Найяскравіші галактики у великих скупченні є, отже, еталонами, подібними цефеїдам. Видимий блиск цих галактик можна використовувати як покажчик відстаней. Чим далі відстань, тим слабкий блиск.

Отже, в космології досліджується залежність зоряна величина т — червоний зсув z (точніше, log z) для найяскравіших галактик скупчень. Така залежність знайдена, графік її прямолінійний, і це надійно підтверджує відкритий Хабблом закон розширення Всесвіту.

«Непорожній» Всесвіт

Повернемося до проблеми критичної густини. Яке ж значення критичної густини? Сформулюємо найважливішу задачу наглядової космології: яка середня густина всіх видів фізичної матерії у Всесвіті? І найголовніше: чи більше ця середня густина критичного значення або менше?

Таким чином, йдеться саме густині всіх видів фізичної матерії. Річ у тому, що у астрономів є вагомі підстави вважати, що, крім видимих зірок і газових туманностей, зібраних в галактики, навкруги галактик і в просторі між ними є багато невидимій або дуже важко спостережуваній матерії. Оскільки тяжіння створюється всіма видами матерії, то облік невидимої матерії в загальній густині речовини абсолютно необхідний для вирішення питання про майбутню долю Вселеною.

Ще років двадцять тому астрономи вважали, що Всесвіт в найбільших масштабах — це саме мир галактик і їх систем. Вивчаючи нашу зоряну систему, Галактику, вони встановили, що в межах її видимих меж майже вся речовина зосереджена в зірках. Всього Галактика містить ~200 мільярдів зірок. Газ і пил між зірками дають до маси зірок абсолютно незначну добавку (біля 2%).

Здавалося, що і інші галактики в основному складаються із зірок, що світяться, а простір між галактиками практично порожній. Галактики зібрані в групи і скупчення різних масштабів, утворюючи комірчасто-сітчасту великомасштабну структуру Всесвіту. Розмір типових порожніх областей, в яких галактик мало або зовсім ні, близько 30—40 Мпк. Відстані між найбільшими над скупченням галактик, що знаходяться у вузлах комірчастої структури, можуть бути 100—300 Мпк. В ще більших масштабах матерія у вигляді галактик і їх скупчень, що світиться, розподілена приблизно однорідно. Така загальна велична картина розподілу в просторі зоряних островів — галактик.

Якомога визначити усереднену по таких великих масштабах середню густину речовини, яка потрібна для вирішення космологічної проблеми?

Якщо вся матерія дійсно зосереджена в галактиках, що світяться, то для цього треба підрахувати загальне число галактик в достатньо великому об'ємі, потім визначити масу середньої галактики. Множивши ці числа один на одного, ми одержимо повну масу речовини в даному об'ємі, а поділивши її на цей об'єм, одержимо середню густину, що цікавить нас.

Так астрономи і поступали. При цьому, перш за все, необхідно було знайти маси окремих галактик. Надійне визначення усередненої по великих об'ємах густини речовини, що входить в галактики, було зроблено близько 30 років тому голландським астрономом Я. Оортом. Численні роботи в цьому напрямі, виконані з тих пір, підтвердили його результат. Якщо у Всесвіті немає помітних кількостей матерії між галактиками, яка чого-небудь не видна, то і Всесвіт завжди розширятиметься.

Проте, є підстави вважати, що спостережувані нами галактики ще далеко не все, що є у Всесвіті. Більш того, невидима маса, ймовірно, складає основну частину Всесвіту. Таким чином, вельми можливо, що безпосередньо спостережувані в телескопи прекрасні узори гігантських галактичних світів — це лише мала видима частина істинної невидимої структури миру. невидимі маси Всесвіту одержали назву прихованої маси.

Прихована маса

Існуючі у Всесвіті тіла і скупчення речовини астрономи знаходять в основному по їх випромінюванню. Це може бути видимий спектр або інші види електромагнітних хвиль — все одно є ознаки випромінювання, що дозволяють їх реєструвати. Саме таким способом встановлено, що велика частина видимої речовини Всесвіту зосереджена в зірках. Окрім них є розріджений міжзоряний галактичний газ, пил, тіла планетного типу поблизу зірок.

Проте, не від всіх космічних об'єктів можна прийняти випромінювання. Наприклад, із Землі не можна розглянути масивні, але дуже маленькі елементи подвійних систем. А чорні діри принципово не відпускають ніякого випромінювання. Наявність подібних тіл вдається встановити тільки по їх гравітаційній дії на сусідів. Вживання такого непрямого методу привело учених до переконання, що насправді У Всесвіті міститься набагато більше речовина, ніж то, яке доступне прямим наглядам.

Як виникли підозри про існування прихованої маси? Найважливіші наглядові дані про це зводяться до наступного. За допомогою радіотелескопів спостерігаються рухи супутників окремих галактик (ними є маленькі галактики) або руху газових хмар. Ці об'єкти часто рухаються на відстанях далеко за видимою межею галактики (обкресленою масою зірок, що світяться), де, здавалося б, ніякої матерії в помітних кількостях вже немає. Проте, обчислена за цими спостереженнями маса тієї або іншої галактики, навкруги якої спостерігалися такі рухи, виявлялася іноді раз в десять більше, ніж визначена по руху зірок на видимій межі галактики. Це значить, що навкруги видимого тіла галактики є якась невидима корона, що містить величезні маси. Тяжіння цих мас ніяк не позначається на рухи зірок глибоко усередині корони на краю видимої галактики, оскільки ми знаємо, що сферична оболонка усередині себе тяжіння не створює, але ці маси впливають своїм тяжінням на рух тіл на околицях корони і зовні неї.

Ще більші приховані маси є в міжгалактичному просторі в скупченнях галактик. В таких скупченнях галактики рухаються хаотично. Тому астрофізики спочатку вимірюють швидкості окремих галактик, а, потім, після знаходження середньої швидкості, обчислюють повну масу скупчення, що створює загальне поле тяжіння, яке розгонить галактики, що рухаються в ньому. Зрозуміло, ця маса включає всю речовину — і видиме, і невидиме. І ось виявляється, що іноді повна маса в багато десятків разів перевищує сумарну масу всіх галактик, що світиться, в скупченні.

Вперше про приховану масу заговорили в 30-х рр. ХХ в. Швейцарський астроном Фріц Цвікки, вимірюючи по червоному зсуву швидкості галактик з скупчення в сузір'ї Волосся Вероніки, одержав несподіваний результат. Променеві швидкості цих галактик виявилися дуже високими і не відповідали загальній масі скупчення, визначеній по числу спостережуваних галактик (тобто по видимій речовині). Тоді Цвікки висунув сміливу гіпотезу, що в скупченні присутня невидима, прихована маса, вона-то і є причиною великих швидкостей галактик. Але найдивнішим було те, що, згідно розрахункам, ця невидима маса у багато разів перевищувала масу видиму. Та ж картина спостерігалася і в багатьох інших скупченнях галактик.

З тих пір гіпотеза про існування невидимої речовини неодноразово притягувалася для інтерпретації астрономічних наглядів, і перш за все, для пояснення особливостей руху зірок і газових хмар по орбітах в дисках галактик. Якби основна маса галактики була зосереджена в зірках, їх орбітальні швидкості зменшувалися б у міру видалення від центру. Насправді вони не тільки не зменшуються, але у ряді випадків навіть зростають. Те ж саме відбувається і в нашій Галактиці. Щоб пояснити це явище, потрібно припустити, що далеко за межами видимих меж галактики тягнеться матерія, що не світиться, темна. Звичайно її називають темним гало. З його обліком маса гігантських спіральних систем типу Чумацького Шляху виявляється рівною приблизно 1012 масам Сонця, тоді як речовини, укладеного в зірках, у декілька разів менше.

В 70-х рр. методами рентгенівської астрономії був відкритий гарячий міжгалактичний газ, особливо помітний в скупченнях галактик. Його температура досягає десятків мільйонів градусів. По значенню температури можна оцінити характеристики гравітаційного поля, в якому знаходиться газ, а отже, і повну масу речовини, що є джерелом цього поля. Вже перші результати рентгенівських наглядів гарячого газу в скупченнях галактик підтвердили присутність в них прихованої маси, що не входить до складу окремих галактик.

Ще одну пряму вказівку на приховану масу вдалося одержати при вивченні руху Місцевої групи галактик. (До Місцевої групи входять наша Галактика і її найближчі сусіди.) В середині 80-х рр. за наслідками дуже успішної місії космічної інфрачервоної обсерваторії HPAC (IRAS) було встановлено, що рух Місцевої групи в просторі направлений в ту сторону, де зосереджена велика кількість галактик. В цьому немає нічого дивного, адже за законом тяжіння велика маса повинна притягати оточуючі групи галактик. Але зміряна швидкість руху виявилася дуже високою (більш 600км/с), щоб її можна було пояснити гравітаційною дією спостережуваних галактик. Це свідчило про присутність прихованої маси між галактиками.

Нарешті, нагляди слабких галактик, проведені за допомогою чутливих детекторів випромінювання – ПЗС-матриць, — дозволили не просто підтвердити наявність прихованої маси, але і достатньо точно позначити її розподіл в скупченнях галактик. Цей метод називають гравітаційним лінзуванням, ідею якого вперше висунув Цвікки ще в 1937 р. Метод цей заснований на тому, що гравітація скупчення галактик діє як збираюча лінза. Вона дозволяє одержати зображення слабких галактик (як правило, 22-28 зоряної величини), що знаходяться далеко за самим скупченням. При цьому зображення самих галактик стають яскравіше і спотворюються, витягуючись в дуги різної довжини з центром, співпадаючим з центром скупчення. Аналізуючи такі зображення, можна відновити розподіл густини в «лінзі», тобто в скупченні галактик. Виявилося, що створююча тяжіння матерія тягнеться далеко за межі видимої частини скупчення.

Існування прихованої маси кардинально міняє оцінку загальної усередненої густини всіх мас Всесвіту. Можливо, є прихована маса і між скупченнями галактик. Її знаходити особливо важко. Але якщо це так, то не виключено, що повна середня густина рівна критичній густині або навіть дещо більше. Таким чином, поки не можна сказати, чи більше істинна густина всіх видів речовини у Всесвіті, ніж критична густина, чи ні. 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 фізична природа прихованої маси поки неясна. Частково ця маса може бути обумовлена величезним числом зірок, що слабо світяться і тому практично невидимих здалека, або інших небесних, що не світяться, тел. Проте вірогідніше, що прихована маса є своєрідним реліктом тих фізичних процесів, які протікали в перші миті розширення Всесвіту. Прихована маса, можливо, є сукупністю великого числа елементарних частинок, що володіють масою спокою і слабовзаємодіючих із звичайною речовиною. Теорія передбачає можливість існування таких частинок. Ними можуть бути, наприклад, нейтрино, якщо вони володіють масою спокою.

Яка ж природа невидимої речовини? Можливо, прихована маса створюється не відкритими поки елементарними частинками. Справа в тому що, згідно сучасної теорії гарячого Всесвіту, максимально можлива маса баріонів (протонів і нейтронів — частинок, з яких складаються атомні ядра всіх хімічних елементів) не перевищує 10% від маси, необхідної для критичної густини, тобто тієї густини, який теоретично повинен володіти Всесвіт. Тому залишається або припустити, що у Всесвіті крім звичайної баріонної (атомної) маси міститься ще дуже багато речовини, що не складається з атомів, або вважати, що порожній простір (вакуум) володіє такими властивостями, що вносить свій внесок в повну густину матерії. У принципі небаріонна прихована маса може бути укладена в легких елементарних частинках (з масою в мільйони раз менше маси спокою електрона), існування яких слідує їх сучасній фізичній теорії елементарних частинок. Пошуки таких частинок посилено ведуться на наймогутніших прискорювачах, але поки не увінчалися успіхом.

Проте, частина прихованої маси можливо полягає в тілах, що складаються із звичайних атомів. Спостерігаючи речовину, що світиться, можна зробити висновок, що зірки, що містять основну частину видимої матерії, - це лише невелика частина навіть від баріонної речовини. Значить у Всесвіті напевно багато невидимих і не відкритих поки об'єктів баріонної природи, швидше за все газових тіл з масою, проміжною між масою зірок і невеликих планет (їх називають «темними» карликами). Теоретично такими об'єктами можуть бути чорні діри масою близько ста сонячних. Можливо, що ці невидимі об'єкти — частина речовини, що залишилася від епохи утворення галактик, або залишки еволюції зірок, що існували ще до народження галактик. Хоча таких темних тіл навряд чи вистачить для пояснення парадоксу прихованої маси, їх пошуки активно проводяться. Перспективними в цьому відношенні є роботи по гравітаційному мікролінзуванню.

Досліджуючи ефекти гравітаційного мікролінзування мільйонів зірок в Магелланових Хмарах, астрономи зареєстрували декілька випадків характерної зміни яскравості далеких слабких зірок. Це може бути пов'язано з існуванням темних об'єктів в гало нашої Галактики. Проте з наглядів поки важко остаточно визначити, яку частину маси невидимої речовини вони складають.

Висновок

Космологія швидко розвивається. Багато нових робіт в цій області з'являється у відкритому друці останніми роками. Але розказати про всі неможливо, кожна з них – тема для окремої роботи.

Сьогодні можна достатньо упевнено укласти: Всесвіт в основному заповнений невидимою речовиною. Воно утворює протяжність галактик і заповнює міжгалактичний простір, концентруючись в скупченнях галактик.

Отже, спроби розібратися, з чого ж складається Всесвіт, привели у наш час до вельми цікавої ситуації. На початку ХХI сторіччя виявляється, що всі астрономічні об'єкти, що вивчалися дотепер, складають лише незначну частку космічної речовини. Це справжній виклик людському знанню. Залишається сподіватися, що новітні методи астрономії, такі, як метод гравітаційного мікролінзування, дозволять в майбутньому пролити світло на захоплюючу і загадкову проблему невидимої речовини в нашій Галактиці і у Всесвіті.