Недостающая масса
В 1930-х годах появились первые предвестники открытия, впоследствии оказавшегося еще одной неожиданной и невероятно важной характеристикой Вселенной. В 1932 году нидерландский астроном Ян Оорт открыл, что массы светящихся объектов, таких как звезды и звездная пыль, в галактике недостаточно для того, чтобы объяснить наблюдаемые орбитальные движения звезд. В следующем году Цвикки отметил тот же эффект в отношении орбитальной скорости галактик внутри галактических скоплений. На основе данных своих измерений, применив к ним законы Ньютона, он рассчитал, что масса скопления Волосы Вероники в 400 раз превышает массу ее светящегося вещества. Он назвал этот невидимый источник гравитации dunckle materie — темной материей
.
В 1939 году американский астроном Хорее Бэбкок измерил кривую вращения галактики Андромеда» которая представляет собой зависимость скорости звезд от их удаленности от центра галактики. На основании закона всемирного тяготения эта скорость должна падать с увеличением расстояния, как происходит с планетами Солнечной системы. Однако, как подтвердили позднейшие измерения, проведенные в 1960-хи 1970-х годах, кривая вращения остается плоской на протяжении основной светящейся части галактики, а это означает, что звезды движутся через невидимое вещество, довольно равномерно распределенное в пространстве.
Теперь мы знаем, что темная материя заключает в себе 26% массы Вселенной, в то время как на светящееся вещество, видимое в оптические телескопы, приходится всего 0,5%. Более того, как мы увидим в дальнейшем, огромная масса темной материи состоит из чего-то иного, нежели знакомые нам атомы, и нам все еще неизвестно, что это.
Радиоастрономия
В 30-х годах XX века произошло также открытие нового окна во Вселенную. В 1933 году инженер компании «Лаборатории Белла» Карл Янский обнаружил радиоволны за пределами Земли
. Это привело к развитию новой области, известной как радиоастрономия, которая исследует Вселенную в спектральном диапазоне, далеком от видимого, и имеет существенное значение для космологии.
Глава 9.
ЯДЕРНАЯ КОСМОЛОГИЯ
Новые детали
Давайте вспомним, на каком этапе находилась космология в середине XX века. К началу 30-х годов великое открытие — то, что мы живем в огромной расширяющейся Вселенной, состоящей из звездных галактик, разлетающихся на огромных скоростях, — прочно укрепилось в науке, и астрономы занимались тем, что дополняли эту картину новыми деталями. Самым мощным телескопом в мире оставался 100-дюймовый рефлектор из обсерватории «Маунт-Вилсон», начавший работать в 1908 году. Он сохранял за собой это звание в течение 40 лет, пока наконец в 1948 году не уступил 200-дюймовому рефлектору из Паломарской обсерватории. Разумеется, это были не единственные телескопы, существовало множество других, спроектированных специально для отдельных видов наблюдений.
Используя это оборудование, астрономы начали детально исследовать небо, занося галактики в каталоги. Этот процесс будет продолжаться много лет и принесет множество неожиданных и впечатляющих результатов. Одним из наиболее плодотворных составителей каталогов был выдающийся астрофизик Фриц Цвикки, уже упомянутый в связи с его неудачной гипотезой утомленного света, призванной объяснить причины красного смещения галактик, а также как человек, открывший массу доселе скрытых галактик. Он также предполагал, что высокоэнергетические космические лучи приходят из-за пределов Солнечной системы и возникают при взрывах крайне массивных звезд. Он назвал такие звезды сверхновыми. Для поиска сверхновых Цвикки использовал установленный в Паломарской обсерватории 18-дюймовый телескоп Шмидта, изобретенный немецким оптиком Бернхардом Шмидтом в 1930 году. Телескоп Шмидта позволяет детально изучать большие участки неба. С момента его запуска в 1936 году Цвикки обнаружил около десятка сверхновых
.
В 1948 году более крупный 48-дюймовый телескоп Шмидта использовали при проведении Паломарского обзора неба. В его ходе подтвердилось упомянутое в главе 8 предположение Цвикки о том, что галактики образуют скопления. В 1958 году Джордж Эйбелл, профессор астрономии из Калифорнийского университета, что в Лос-Анджелесе, составил каталог из 2712 скоплений Северного полушария, а к 1989 году каталогизировал 4073 богатых звездами галактических скопления, которые можно наблюдать в обоих полушариях. К 70-м годам XX века астрономы стали замечать, что скопления, в свою очередь, формируют ячеистые структуры с нитями, отверстиями и стенами.
Горячее и плотное прошлое
Тем временем центр внимания космической физики сместился с общей теории относительности на ядерную физику. Ученые начали осознавать, что, если Вселенная расширяется, в прошлом она должна была представлять собой очень маленький, горячий и плотный объект, где главенствующую роль играли ядерные реакции. Жорж Леметр, возможно, был первым, кто понял это. Однако его предположение, что первичное сверхъядро распалось в ходе ядерных реакций, образовав Вселенную, какой мы ее знаем сегодня, было чистой воды спекуляцией и не имело под собой каких-либо эмпирических или теоретических оснований.
Как следствие, мало кто из ученых того времени принял эту идею всерьез. В чем заключается настоящий вклад Леметра, так это в предложенном им космологическом решении общей теории относительности для расширяющейся Вселенной. Теперь его называют решением Фридмана — Леметра, поскольку оно содержалось также в уравнениях Фридмана. Сама модель получила название модели Эддингтона — Леметра, поскольку Эддингтон усовершенствовал ее.
В любом случае Леметр представлял Вселенную конечной, зародившейся в определенный момент. Хотя не исключено, что такое представление было продиктовано его религиозной верой в Творца, как уже упоминалось ранее, он никогда не основывал свою аргументацию на богословии и, более того, противился такой трактовке.
В то же время, как мы узнали из главы 8, Эддингтон находил мысль о начале Вселенной невыносимой. В его представлении Вселенная расширялась, однако была вечной, и большинство физиков тех времен были склонны согласиться с этим. Что же касается астрономов-наблюдателей, то они особо не отвлекались от телескопов.
Леметр продолжал развивать свою модель, осознавая, что ее нужно сделать экспериментально проверяемой. Он понимал, что, если Вселенная когда-то была горячей, плотной и радиоактивной, должны были сохраниться следы этого излучения, которые, вероятно, можно увидеть и сегодня. Однако он не считал, что это излучение должно быть электромагнитным, то есть потоком фотонов, предполагая, что оно должно состоять из заряженных частиц. Большинство физиков опять-таки сомневались в этом, хотя Эйнштейн высказал к его идее легкий интерес. Но у них просто не было данных, подтверждающих это
.
