Выбрать главу

               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 две «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 Mʘ /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 рассчитал, 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 1937 году Фриц Цвикки уточнил свои расчёты. В его статье упоминается о «тёмной материи, содержащейся в туманностях в виде холодных звёзд, других твёрдых тел и газов», то есть он всё ещё считал её некой разновидностью обычного вещества. Кроме того, 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 эти нюансы, его принципиальный вывод о её подавляющем вкладе в массу крупномасштабных астрономических объектов стал фундаментальным этапом в истории концепции тёмной материи.

Глава 1-1-3

Ян Хендрик Оорт

               Ян Хендрик Оорт (Jan Hendrik Oort; 28 апреля 1900, Франекер — 5 ноября 1992, Лейден) — нидерландский астроном, член Нидерландской АН.

Рис. Ян Хендрик Оорт

                Окончил Гронингенский университет, где обучался у Я. К. Каптейна, в 1921 — 1922 годы работал в альма-матер, в 1922 — 1924 годы — в Йельской обсерватории (США). С 1924 по 1970 гг. работал в Лейденской обсерватории, с 1945 года её директор. В 1926—1970 годах также преподавал в Лейденском университете, с 1945 года профессор.

               Основные научные работы посвящены исследованию строения и динамики Галактики и вопросам космогонии. В 1927 году на основе статистического изучения лучевых скоростей и собственных движений звёзд более строго обосновал гипотезу Бертиля Линдблада о вращении Галактики вокруг её центра. Показал, что Галактика вращается не как твердое тело — внутренние её части вращаются быстрее, скорость уменьшается с расстоянием от центра. Определил величину эффекта дифференциального вращения (постоянная Оорта), скорость галактического вращения (220 км/с в окрестности Солнца) и период вращения (220 млн лет в окрестности Солнца). Работы Оорта положили начало изучению динамики Галактики.

               Детально рассмотрел роль диффузного вещества в кинематической и динамической картине Галактики. В 1932 году впервые оценил плотность диффузного межзвёздного вещества с помощью z-компоненты скоростей звёзд (перпендикулярной плоскости Галактики) и нашёл её предел — 3⋅10-24 г/см³. В 1938 году показал, что большая часть поглощающего вещества в Галактике сосредоточена в слое толщиной по 200 пк с обеих сторон галактической плоскости; показал также, что звёздная плотность растет в направлении к галактическому центру и что Солнце расположено в области с пониженной звёздной плотностью.