Проблема скрытой массы Вселенной
Скры́тая ма́сса (в космологии и астрофизике также тёмная материя,тёмное вещество) — общее название совокупности астрономических объектов, недоступных прямым наблюдениям современными средствамиастрономии (то есть не испускающих электромагнитного или нейтринногоизлучения достаточной для наблюдений интенсивности и не поглощающего их), но наблюдаемых косвенно по гравитационным эффектам (в частности по эффекту «гравитационной линзы»), оказываемым на видимые объекты. Учёные считают, что количество тёмной материи как минимум в 5 раз больше количества видимой.
Общая проблема скрытой массы состоит из двух частей:
· астрофизической, то есть противоречия наблюдаемой массы гравитационно связанных объектов и их систем, таких, как галактики и их скопления, с их наблюдаемыми параметрами, определяемыми гравитационными эффектами;
· космологической — противоречия наблюдаемых космологических параметров полученной по астрофизическим данным средней плотности Вселенной.
крытая масса и вращение галактик[править | править вики-текст]
Основная статья: Кривая вращения галактики
Рис.1 Кривые дифференциального вращения галактик: отклонение от кеплеровского закона вращенияобъясняются, предположительно, наличием скрытой массы
Дифференциальные скорости вращения галактик (то есть зависимость скорости вращения 
галактических объектов от расстояния 
до центра галактики) определяются распределением массы в данной галактике и для сферического объёма с радиусом , в котором заключена масса 
, задаются соотношением
,
то есть за пределами объёма , в котором сосредоточена основная масса галактики скорость вращения 
. Однако для многих спиральных галактикскорость остаётся почти постоянной на весьма значительном удалении от центра (20—25 килопарсек), что противоречит быстрому убыванию плотностинаблюдаемой материи от центра галактик к их периферии (см. Рис. 1).
Таким образом, для объяснения наблюдаемых значений необходимо допустить существование ненаблюдаемой (несветящейся) материи, простирающейся на расстояния, превышающие в десятки раз видимые границы галактик и с массой, на порядок выше совокупной массы наблюдаемой светящейся материи галактики (гало галактик).
Современная стандартная космологическая модель ведёт к заключению, что видимые массы барионного вещества в галактиках существенно ниже, чем предсказываемые. В последнее время появились результаты, которые свидетельствуют, что эта недостающая барионная масса может быть сосредоточена в гало галактик в виде горячегомежгалактического газа с температурой от 1 000 000 до 2 500 000 К. [1][2]
Дальнейшая эволюция Вселенной[править | править вики-текст]
Согласно теории Большого взрыва, дальнейшая эволюция зависит от экспериментально измеримого параметра —средней плотности вещества в современной Вселенной. Если плотность не превосходит некоторого (известного из теории) критического значения, Вселенная будет расширяться вечно, если же плотность больше критической, то процесс расширения когда-нибудь остановится и начнётся обратная фаза сжатия, возвращающая к исходному сингулярному состоянию. Современные экспериментальные данные относительно величины средней плотности ещё недостаточно надёжны, чтобы сделать однозначный выбор между двумя вариантами будущего Вселенной.
Есть ряд вопросов, на которые теория Большого взрыва ответить пока не может, однако основные её положения обоснованы надёжными экспериментальными данными, а современный уровень теоретической физики позволяет вполне достоверно описать эволюцию такой системы во времени, за исключением самого начального этапа — порядка сотой доли секунды от «начала мира». Для теории важно, что эта неопределённость на начальном этапе фактически оказывается несущественной, поскольку образующееся после прохождения данного этапа состояние Вселенной и его последующую эволюцию можно описать вполне достоверно.
Эволюция звезд, белые карлики, черные дыры.
Звёздная эволюция в астрономии — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.
Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной — в ней доминируют реакции водородного цикла [1] . В таком состоянии он пребывает бо́льшую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Расселла, пока не закончатся запасы топлива в его ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на его периферии.
Эволюция звезды класса G на примере Солнца
В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий — в углерод, углерод — вкислород, кислород — в кремний, и наконец — кремний в железо).
Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой — многие изменения в звёздах протекают слишком медленно, чтобы быть замеченными даже по прошествии многих веков. Поэтому учёные изучают множество звёзд, каждая из которой находится на определённой стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий широкое распространение в астрофизикеполучило моделирование структуры звёзд с использованием вычислительной техники.
Белые карлики — конечная стадия звездной эволюции после исчерпания термоядерных источников энергии звезд средней и малой массы. Они представляют собой очень плотные горячие звезды малых размеров из вырожденного газа. Ядерные реакции внутри белого карлика не идут, а свечение происходит за счет медленного остывания. Масса белых карликов не может превышать некоторого значения — это так называемый предел Чандрасекара, равны примерно 1,4 массы Солнца.
Солнце в будущем — это белый карлик.
Грандиозное, но чрезвычайно редкое небесное явление, которое запечатлено во многих исторических летописях разных народов — это вспышка сверхновой звезды, которую иногда было видно даже днем.
Установлено, что в среднем в каждой галактике вспышка сверхновой происходит раз в несколько десятилетий. В максимуме своего блеска она может быть столь же яркой, как остальные сотни миллиардов звезд галактики вместе взятые.
Как впервые предположили в 30-е годы XX века Вальтер Бааде и Фриц Цвикки, в результате взрыва сверхновой образуется сверхплотная нейтронная звезда. Эта гипотеза подтвердилась после открытия в 60-х годах пульсара — быстровращающейся нейтронной звезды в центре Крабовидной туманности в созвездии Тельца; он возник на месте вспышки сверхновой 1054 года.
Нейтронная звезда — это конечное состояние эволюции звезд массой более десяти солнечных. Она представляет собой очень экзотический космический объект. Ее радиус — всего 10-20 км, а масса в 1,5-2 раза больше солнечной. Максимально возможная масса нейтронной звезды носит название предела Оппенгеймера-Волкова, который в любом случае не больше трех масс Солнца. Если масса нейтронной звезды превосходит это предельное значение, никакое давление вещества не может противодействовать силам гравитации. Звезда становится неустойчивой и быстро коллапсирует. Так образуется черная дыра.
Черная дыра — космический объект, который образуется при неограниченном гравитационном сжатии (гравитационном коллапсе) массивных космических тел. Существование этих объектов предсказывает общая теория относительности. Сам термин «черная дыра» введен в науку американским физиком Джоном Уилером в 1968 г. для обозначения сколлапсировавшей звезды.
Черные дыры образуются в результате коллапса гигантских нейтронных звезд массой более 3 масс Солнца. При сжатии их гравитационное поле уплотняется все сильнее и сильнее. Наконец звезда сжимается до такой степени, что свет уже не может преодолеть ее притяжения. Радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в черную дыру, называется гравитационным радиусом. Для массивных звезд он составляет несколько десятков километров.
Поскольку черные дыры не светят, то единственный путь судить о них — это наблюдать воздействие их гравитационного поля на другие тела.
Имеются косвенные доказательства существования черных дыр более чем в 10 тесных двойных рентгеновских звездах. В пользу этого говорят, во-первых, отсутствие известных проявлений твердой поверхности, характерных для рентгеновского пульсара или рентгеновского барстера, и, во-вторых, большая масса невидимого компонента двойной системы (больше 3 масс Солнца). Один из наиболее вероятных кандидатов в черные дыры — это ярчайший источник рентгеновских лучей в созвездии Лебедя — Лебедь Х-1.
Источник
Проблема скрытой массы
Астрономы имеют серьезные основания подозревать, что в пространстве между галактиками может быть много труднонаблюдаемых форм материи — много скрытой массы. Может быть, невидимые ореолы скрытой массы окружают даже отдельные галактики.
Одним из поводов для такого подозрения являются результаты измерений масс скоплений галактик. Измерения проводятся следующим образом.
Правильные скопления имеют симметричную форму, распределение галактик в них плавно спадает от центра к краю, и поэтому есть все основания считать, что скопления находятся в равновесном состояние когда энергия движений галактик уравновешена силой взаимного тяготения всех масс, входящих в скопление. В этом случае, как мы уже говорили в главе о способахизмерения масс, можно определить силу тяготения, а значит, и полную массу всех видов материи, входящих в скопление, ибо все они участвуют в создании поля тяготения.
Такое определение, выполненное, например,для скопления галактик в созвездии Волосы Вероники, приводит к значению 2*1015 масс Солнца.
Но можно определить массу скопления и другим путем. Для этого надо подсчитать полное число всех галактик, входящих в скопление, и помножить на массу средней галактики. Если так сделать, то получается масса раз в десять меньше, чем при определении первым способом.
Значит, в скоплении должна быть невидимая масса между галактиками, которая и создает дополнительное поле тяготения и учитывается в первом способе, но не входит в галактики и не учитывается во втором способе.
Подобные же результаты получаются и при исследовании других скоплений галактик.
Конечно, при применении обоих способов возможны неизбежные ошибки. Но вряд ли эти ошибки столь велики, что могут объяснить все расхождение в результатах. Тщательный анализ показывает, что “свалить” всю вину за получение парадоксально большой массы в скоплениях на подобные ошибки крайне трудно. Полученные выводы заставляют со всей серьезностью отнестись к поискам скрытой массы, причем не только в скоплениях галактик, но я между скоплениями. В какой форме может существовать скрытая масса? Может быть, это межгалактический газ? Ведь объем пространства между галактиками гораздо больше объема пространства, приходящегося на галактики! Поэтому межгалактический газ, концентрация которого хотя и много меньше, чём у газа внутри галактик, может в результате все же давать гигантские массы.
Подчеркнем, что межгалактический газ является не единственным кандидатом в скрытые массы. Эти массы могут быть обусловлены и другими видами материи. Такую возможность мы разберем далее. Теперь же вернемся к газу и посмотрим, как его можно обнаружить.
Прежде всего напомним, что газ во Вселенной в основном состоит из водорода. Следовательно, чтобы установить наличие газа в межгалактическом пространстве, надо искать водород. В зависимости от физических условий газ может быть в нейтральном и ионизованном со-стояниях.
Начнем с оценки возможного количества нейтрального водорода.
Если свет от далекого источника идет через газ о нейтральными атомами водорода, то происходит поглощение атомами излучения на определенных частотах. По атому поглощению можно пытаться обнаружить нейтральный водород на огромных просторах между скоплениями галактик. В качестве источников света используются далекие квазары. Предпринятые попытки показали, что межгалактического водорода в нейтральном состоянии крайне мало. По массе его, по крайней мере, в десятки тысяч раз меньше, чем светящегося вещества в галактиках.
Таким образом, межгалактический газ, если он и есть, должен быть ионизованным, а значит, и сильно нагретым. Как показывает анализ, для этого необходимы температуры больше миллиона градусов. Не следует удивляться, что, несмотря на такую температуру, этот газ практически невидим. Дело в том, что плотность его очень мала, газ прозрачен, излучает мало видимого света. Но все же эта ионизованная высокотемпературная плазма испускает достаточно много ультрафиолетового излучения и мягких рентгеновских лучей.
Горячий газ можно искать по ультрафиолетовому излучению. Есть и другие способы поисков горячего газа между скоплениями.
Однако все методы оказались не очень чувствительны. Горячий газ между скоплениями галактики до сих пор не обнаружен. Вопрос о количестве такого газа, о том, больше ли его усредненная плотность, чем усредненная плотность вещества, входящего в галактики, остается открытым.
Обратимся теперь к газу в скоплениях галактик. Радионаблюдения показывают, что нейтрального водорода в скоплениях ничтожно мало. Однако с помощью рентгеновских телескопов, установленных на спутниках, был обнаружен горячий ионизованный газ в богатых скоплениях галактик. Оказалось, что этот газ нагрет до температуры в миллион градусов. Его полная масса может доходить до 1013 масс Солнца. Число внушительное, но мы видели выше, что полная масса скопления в созвездии Девы гораздо больше — превышает 1015 масс Солнца. Таким образом, наличие горячего газа в скоплениях никак не исчерпывает проблемы скрытой массы.
Несколько лет назад у этой пресловутой проблемы выявился еще один аспект.
В последнее время появляется все больше сторонников идеи о том, что галактики могут быть окружены огромными массивными коронами слабо светящихся объектов, которые по их свечению обнаружить крайне трудно. Это могут быть, например, звезды низкой светимости. Масса короны должна влиять на движение карликовых галактик — спутников основной галактики. Именно по этому влиянию и пытаются обнаружить в настоящее время короны галактик. Возможно, что учет этих корон существенно изменит оценку масс галактик в скоплениях и решит проблему скрытой массы. Однако в настоящее время вопрос о коронах галактик еще не решен.
Нам остается еще разобрать вопрос об экзотических кандидатах на роль скрытой массы, таких, как нейтрино, гравитационные волны, а также другие виды материи. К подобным экзотическим возможностям мы вернемся в главе “Нейтринная Вселенная”.
Пока же подведем итог.
Общая масса светящейся материи недостаточна, чтобы ее тяготение затормозило расширение Вселенной и обратило его в сжатие. О скрытой массе мы пока знаем слишком мало. Если она и есть, то ее примерно столько, чтобы сделать общую плотность материи во Вселенной равной критической, может быть, чуть больше.
Вероятнее всего, нашей Вселенной предстоит расширение неограниченное или очень большое время в будущем.
Новиков И.Д.
Источник