4. Тёмная материя и тёмная энергия.

Сто лет назад Альберту Эйнштейну показалось мало созданной им в 1905 г. теории фотоэффекта (нобелевская премия 1922 г.). В период с 1905 по 1916 гг. Эйнштейн опубликовал ряд знаменитых работ по общей теории относительности (за что нобелевской премии не получил). Тогдашняя наука была совершенно уверена в незыблемости и стабильности Вселенной. И сам Эйнштейн в ту пору придерживался того же мнения. Однако из его уравнений следовало, что Вселенная устойчивой «замороженной быть не может, и это вызывало у автора беспокойство.

1. Крах стационарной Вселенной и постоянная Хаббла.

Революционную теорию относительности Эйнштейна сразу же принял математик Александр Александрович Фридман, который принадлежал к Петербургской математической школе и был тогда директором С-П геофизической лаборатории. Он быстро понял, что в уравнениях Эйнштейна нет места для стационарной Вселенной, и в своих работах показал неизбежность её расширения. Более того, Фридман был первым, кто высказал мысль о том, что когда-то Вселенная могла быть сжатой до невообразимо высокой плотности. Сейчас это понятие известно любому студенту естественнику. Но как к этой мысли мог прийти Фридман, когда в его время даже о существовании других Галактик ничего не было известно. Он писал: «…возможны случаи, когда вселенная сжимается в точку (ни во что), затем снова из точки доводит радиус свой до некоторого значения…».

В это же время или чуть-чуть раньше американский астроном Весто-Слайфер из Флагстафской лаборатории в Аризоне, наблюдая спектры некоторых странных туманностей, обнаружил, что линии в их спектрах сильно смещены в «красную» сторону. Свои результаты Слайфер опубликовал в 1917 г.. Тогда не было известно, что странные туманности- далёкие гигантские острова звёзд, другие галактики, подобные нашей. Более того, о существовании других галактик вообще никто ничего не подозревал.

Слайфер продолжал свои наблюдения много лет. Затем к нему присоединился Хаббл из обсерватории Маунт-Вильсон в Калифорнии (США). В 1927-1929 гг. Хаббл пришёл к выводу, что красное смещение-это следствие взаимного удаления галактик. Оставался один шаг, чтобы понять, что Вселенная расширяется, как предсказывал Фридман. Согласно Хабблу относительная скорость удаления галактик определяется уравнением

V_отн=HR_отн , (9.26),

где H-постоянная Хаббла.

Постоянная Хаббла имеет размерность , где 1пс=3,26 световых лет.

Определение: один парсек это такое расстояние, на котором наблюдаемая звезда имеет годичный параллакс, равный 1 (см. рис. 9.5). 1 = 4,84810^-6 радиан.

Рис. 9.13. К определению парсека.

Г

Земля

лядя на эту нехитрую формулу, исследователи быстро сообразили, что на определённом расстоянии галактики просто перестанут быть видны - именно там, где скорость их удаления компенсирует скорость света. Это расстояние- горизонт Вселенной. Из современных значений постоянной Хаббла Н=728 следует, что горизонт Вселенной отстоит от нас на R_{гор._Вс}=13,710⁹св.лет.

Если предположить, что в момент t=0 точки пространства, отвечающие наблюдаемым галактикам, были соседями в - окрестности первичной сингулярности, то величина есть время разлёта наших галактик.

Первым в 50^-х годах прошлого столетия о природе этой особой точки задумался наш соотечественник, а затем с 1932 г. эмигрант Георгий Гамов. Другой известный астрофизик Фред Хойл назвал начало разбегания Большим взрывом.

Постоянная Хаббла – прекрасный инструмент. Фактически, если найдены красные смещения, расстояния уже можно считать известными через постоянную Хаббла.

Красное смещение измеряется в безразмерных единицах

(9.27)

где _ист- длина волны излучения, испущенного источником, а

_прием- длина волны излучения, поглощенного приёмником.

Таким образом, чтобы перейти к систематическим исследованиям далеких галактик, нужно иметь, по крайней мере, ещё один инструмент, позволяющий замерять межгалактические расстояния и тем самым контролировать значение постоянной Хаббла.

Космологическое красное смещение — это смешение линий в сторону длинных волн в спектре, который получен от далёкого космического источника (например, галактики или квазара), по сравнению с длинами волн тех же линий, измеренными от неподвижного источника. Оно выражается отношением разницы принятой и испущенной длин волн к испущенной длине волны. Например, если линия водорода Лайман-альфа с длиной волны _исп=1216А наблюдается на длине волны _набл = 4864A, то красное смещение этой галактики:

Красные смещения вызываются эффектом Доплера. Зная красное смешение z, можно определить скорость удаления галактики v. Если эта скорость невелика по сравнению со скоростью света (с = 300 000 км/с), она выражается простой формулой: v = cz. Если измеренное по спектральным линиям z > 1 , то скорость связана с ним более сложным образом и зависит от принятой модели Вселенной.

По красному смешению можно рассчитать не только скорость удаления галактики, но и расстояние r до неё, воспользовавшись законом Хаббла: v = Н₀r, где Н₀ — постоянная Хаббла.

Определим, например, расстояние до некоторой галактики, при радионаблюдениях которой было найдено, что линия нейтрального водорода с длиной волны _исп = 21 см наблюдается на _набл=21,2см, т. е. её красное смешение

Приняв значение постоянной Хаббла Н₀ = 72 км/(с•Мпк), находим

Красное смещение является также мерой времени, протекшего с начала расширения Вселенной до момента испускания света в галактике. Во Вселенной со средней плотностью, равной критической плотности, это время выражается формулой:

.

Так, по современным астрономическим данным, самые первые галактики образовались в момент времени, соответствующий красному смешению 6, т. е. спустя примерно 1/15 часть современного возраста Вселенной. Значит, свет от этих галактик шёл до нас приблизительно 8,5 млрд. лет.