Guest
Хочешь наконец-то стать блогером - тебе сюда: Это моя жена (я там тоже есть) и именно она меня вдохновила на мой канал 😊 __________________________________________ Понятие тёмной материи исторически связано с проблемой скрытой массы, когда наблюдаемое движение небесных тел отклоняется от законов небесной механики; как правило, это явление находило объяснение в существовании неизвестного материального тела (или нескольких тел). Именно так были открыты планета Нептун и звезда Сириус B. Сам же термин «тёмная материя» , возможно, впервые использовал в 1906 году французский физик и математик Анри Пуанкаре, развивая соображения лорда Кельвина относительно оценки массы звёзд Галактики исходя из распределения их скоростей: «Множество наших звёзд, возможно, даже их подавляющее большинство, могут быть тёмными телами (фр. corps sombres, англ. dark bodies)», однако делая иной вывод: «Тёмной материи нет, или, по крайней мере, её не так много, как видимой». К похожему заключению пришёл в 1915 году и эстонский астроном Эрнст Эпик, а затем, в 1922 году — голландец Якобус Каптейн, который, по всей видимости, первым использовал термин «тёмная материя» (нидерл. donkere materie, англ. dark matter) именно в смысле ненаблюдаемой материи, о существовании которой можно судить лишь по её гравитационному воздействию: Таким образом мы можем оценить массу тёмной материи во Вселенной. Если рассматривать её состояние в текущий момент, доля этой массы, судя по всему, не может быть преобладающей. В том же году британский астроном Джеймс Джинс, также исследовавший движение звёзд в нашей Галактике, пришёл к иному заключению: на каждую видимую звезду приходится 2 «тёмных». Далее, ученик Каптейна, нидерландец Ян Оорт в 1932 году опубликовал свою, более точную оценку плотности тёмной материи в нашей галактике, конкретно в окрестности Солнечной системы, на основании анализа вертикальных колебаний звёзд относительно плоскости Млечного пути. Он вычислил, что общая плотность вещества превышает плотность обычной видимой материи всего вдвое (так называемый предел Оорта), то есть плотность тёмной материи примерно равна плотности видимых звёзд и составляет 0,05 M⊙/пк3. Таким образом, в этот период считалось, что тёмная материя представляет собой в буквальном смысле тёмное вещество, просто не излучающее достаточно света. Серьёзное исследование тёмной материи, в том числе на внегалактических масштабах, фактически началось с работ Фрица Цвикки, который в 1933 году обнаружил необычно большой разброс радиальных скоростей восьми галактик в скоплении Кома (созвездие Волосы Вероники) — около 1000 км/с — и применив вириальную теорему, заключил, что для устойчивости скопления его полная масса должна быть в 400 раз больше, чем масса входящих в него звёзд: Если это подтвердится, то мы придём к поразительному выводу — что количество тёмной материи гораздо больше, чем светящейся. В другой статье в 1937 году, где швейцарско-американский астрофизик уточнил свои расчёты, присутствует упоминание «тёмной материи, содержащейся в туманностях в виде холодных звёзд, других твёрдых тел и газов», то есть он также всё ещё считал её некой разновидностью обычного вещества. Кроме того, Фриц Цвикки использовал в расчётах ошибочное (примерно в 8 раз большее) значение постоянной Хаббла и получил соответственно завышенное отношение масса/светимость и, как следствие, завышенное количество тёмной материи. Несмотря на все эти нюансы, его принципиальный вывод о её подавляющем вкладе в массу крупномасштабных астрономических объектов стал фундаментальным этапом в истории концепции тёмной материи.
