Современная космология и проблема скрытой массы во Вселенной

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

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

4. ПЕРВАЯ КОСМОЛОГИЧЕСКАЯ  МОДЕЛЬ ВСЕЛЕННОЙ  - МОДЕЛЬ ЭЙНШТЕЙНА 

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

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

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

 Через несколько лет после  работы  Эйнштейна, А. А. Фридманом была создана  теория расширяющейся Вселенной. А. Эйнштейн сначала не соглашался с  выводами советского математика, но потом полностью их признал.

    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.