Tweeter button Facebook button Youtube button

Скрытая масса. Что это такое?

12/09/2011
By

Директор Института астрономии РАН Борис Шустов

Директор Института астрономии РАН Борис Шустов

Ответ на этот вопрос может в корне изменить наши представления о Вселенной.

Идея скрытой массы, состоящая в том, что мы живем во Вселенной, в которой доминирует ненаблюдаемая нами материя, природа которой по большей части неясна и, может быть, весьма необычна, большинством астрономов воспринимается как нечто не очень понятное, но бесспорно установленное. Поскольку в литературе используются различные и не всегда согласующиеся определения этой ненаблюдаемой материи и её компонентов, мы будем использовать здесь наиболее логичное с нашей точки зрения определение:

  • Скрытой массой называют ненаблюдаемое вещество, существование которого во Вселенной проявляется в гравитационных воздействиях.

Составляющие скрытой массы:

  • Тёмное вещество (неизвестной природы, dark matter)
  • Барионное тёмное вещество (baryonic dark matter)

Физики и астрономы обсуждают очень широкий набор возможностей для объяснения физической природы носителей скрытой массы – от элементарных частиц до звезд-карликов и черных дыр. Массы кандидатов на эту роль различаются более чем на 70 порядков величины, т.е. на множитель 1000………000 (число с семьюдесятью нулями)! Как мы увидим далее, гипотетическое темноё вещество начинает проявлять себя только на больших масштабах расстояний, сравнимых или превышающих размеры Галактики. Барионное же вещество – это то самое обычное вещество, из которого состоим и мы сами и окружающий нас мир. Природа и многие свойства его изучены, в частности (если говорить об астрономических объектах), методами наблюдения. Мы наблюдаем это вещество с помощью разнообразных инструментов – прежде всего телескопов наземного и космического базирования, но всё же его значительная доля пока ещё скрыта от нас. Именно эту долю и называют барионное тёмное вещество.

В этой заметке кратко рассказывается о состоянии проблемы скрытой массы, о наметившихся в последние годы изменениях в подходе к её решению, по крайней мере, на масштабах нашей Галактики и ее окрестностей. Особо подчеркивается роль внеатмосферных обсерваторий ультрафиолетового диапазона в обнаружении и раскрытии свойств пока еще скрытого от нас барионного вещества во Вселенной.

Наблюдательные свидетельства существования скрытой массы

Наиболее убедительными свидетельствами существования скрытой массы считаются:

  1. наблюдения скоплений галактик;
  2. кривые вращения (дисковых) галактик;
  3. наблюдения рентгеновского излучения из галактик и их скоплений;
  4. эксперименты по микролинзированию.

К первой группе относятся знаменитые исследования, выполненные швейцарским астрономом Цвикки, опубликованные еще в 30-х годах 20-го века. В работе Циклон-2 Цвики, используя законы небесной механики, определил массу всех галактик в скоплении Coma. Он также оценил и количество излучаемой ими энергии. Оказалось что отношение массы к излучаемой энергии в 600 раз больше чем для Солнца! К этому времени уже сложились основы физики звезд, согласно которым в нормальном звездном мире такого не могло быть. Поэтому Цвикки сделал вывод, что либо в галактиках либо в пространстве между ними присутствует некий очень массивный компонент, который не светится, т.е. «темный».

Измерения кривых вращения галактик, т.е. зависимости скорости вращения от расстояния до центра галактики, считается наиболее убедительным свидетельством существования скрытой массы в галактиках. Построенные на основе доплеровских наблюдений кривые вращения галактик, точнее их центральных частей, в целом соответствовали распределению массы светящегося вещества. Однако открытие огромных, состоящих из нейтрального водорода дисков вокруг оптически наблюдаемых спиральных галактик, увеличивающих размеры этих галактик в несколько раз, сильно изменили наши представления о распределении массы в галактиках (см., например, Протон-К с РБ). Оказалось, что на большом протяжении линейная скорость вращения остается постоянной. На рис.1 показана кривая вращения галактики NGC 3198 Протон-К с РБ. Кривая вращения, полученная по наблюдениям нейтрального водорода на длине волны 21 см (нижняя панель) разложена на три составляющие. Кривая, помеченная как «диск», – ожидаемая кривая вращения модели галактики, у которой распределение звёзд по радиусу соответствует (пропорционально) распределению яркости. Газ в галактике, масса которого оценивается из радионаблюдений, также дает свой вклад в кривую вращения (компонент «газ»). Видно, что совместный вклад газа и звезд недостаточен для объяснения наблюдений кривой вращения. Приходится добавлять компонент «гало», состоящий из ненаблюдаемого темного вещества. На больших расстояниях от центра галактики вклад этого гало (иногда используют название «темное гало» – dark halo) является доминирующим.

Увеличить
Рис.1. Кривая вращения галактики NGC~3198, полученная по наблюдениям нейтрального водорода на 21 см (нижняя панель). Она разложена на три составляющие: диск- ожидаемая кривая вращения модели галактики, у которой распределение звёзд по радиусу соответствует ( пропорционально) распределению яркости (верхняя панель); газ - вклад газового компонента; гало – вклад ненаблюдаемого компонента - темного гало.
Увеличить
Рис.2. Скопление галактик MACSJ1423.8+2404. Оптическое изображение (дано голубоватым цветом) получено Эбелингом на телескопе Subaru. Рентгеновское (красный цвет) – получено Алленом и др. на космическом рентгеновском телескопе Chandra

Такая ситуация, т.е. существование обширного и слабо концентрированного к центру массивного гало, характерна практически для всех спиральных галактик, для которых удалось пронаблюдать периферийные области (состоящие из нейтрального водорода). Похожая картина наблюдается и для карликовых неправильных галактик и галактик с низкой поверхностной яркостью, хотя для последних степень концентрации темного вещества к центру может быть ещё более низкой.

Интересно, что согласно последним данным, наблюдения кривых вращения не самых массивных эллиптических галактик не дают убедительных свидетельств существования в них тёмных гало.

Скрытая масса несомненно присутствует в гигантских эллиптических галактиках а также в богатых скоплениях галактик. Важнейшим инструментом для изучения скрытой массы в этих объектах считаются наблюдения горячего газа, излучающего в рентгеновском диапазоне (см. рис. 2). Как показывают результаты работ многих исследователей (см., например, обзор Циклон-2А), во внутренних областях гигантских эллиптических галактик превалирует обычное (барионное) вещество, но на периферии уже доминирует тёмное вещество.

Еще одним способом обнаружения скрытой массы являются наблюдения событий микролинзирования. Суть этого метода состоит в том, что гравитационное поле невидимого нам компактного тела, находящегося близ луча зрения между удаленным источником излучения (звездой из другой галактики, квазаром и т.д.) и наблюдателем, действует на излучение источника как линза, и при близком прохождении от луча зрения даёт заметное усиление яркости источника – вспышку (см. рис. 3). Объекты, вызывающие микролинзирование находятся недалеко от нас по сравнению с внегалактическими объектами. В связи с этим угловые скорости их движения перпендикулярные лучу зрения наблюдателя сравнительно велики. Поэтому эффект каждой микролинзы можно наблюдать всего несколько десятков суток. В мире проводится ряд экспериментов по обнаружению такого рода вспышек. Уже зарегистрированы многие тысячи событий.

 

Рис.3. Усиление блеска звезды BUL_SC3 91382 вследствие микролинзирования (из банка данных эксперимента OGLE)

Рис.3. Усиление блеска звезды BUL_SC3 91382 вследствие микролинзирования (из банка данных эксперимента OGLE)

 

Темное вещество и космология Картину эволюции Вселенной эксперты в этой области описывают в форме космологических моделей. Все современные общепринятые космологические модели приводят к представлению о том, что тёмное вещество составляет большую часть вещества во Вселенной. Считается, что полная плотность вещества-энергии во Вселенной близка к критической (смысл критической плотности можно уяснить из условия: если плотность ниже критической Вселенная будет расширяться вечно, если выше - расширение Вселенной когда-нибудь сменится сжатием). Основными составляющими полной плотности являются: темное вещество (примерно 27% от полной плотности), барионное вещество – около 4% и так называемая «тёмная энергия» - около 70% . (Последний компонент введен для объяснения особенностей процесса расширения Вселенной – ускоренного расширения, которое следует из наблюдений далеких сверхновых).

 

Точность этих оценок считается довольно высокой (не хуже нескольких процентов - см., например, Циклон-3). Однако для критически, то есть правильно настроенного исследователя главный вопрос – насколько значения этих величин (их ошибок определения) можно считать модельно независимыми? Не обсуждая здесь этот момент, отметим, что как подчеркивает Силк Зенит-2, полученные точности оценок сделаны при некоторых довольно жестких априорных допущениях. В частности, важное априорное допущение – неизменность постоянной тонкой структуры. Если этого допущения не придерживаться, то появляются дополнительные степени свободы, особенно в определении барионной плотности.

 

Космологические модели не дают сведений о конкретной природе носителей темного вещества, но накладывают на свойства этих носителей некоторые ограничения. Например, тёмное вещество должно быть холодным. Только в таком веществе возможен рост мелкомасштабных неоднородностей, зародышей будущих галактик и скоплений галактик. Здесь имеется в виду мелкомасштабность по сравнению со всей Вселенной. Масса самых малых структур составляет миллионы масс Солнца!.

Выдвигались и выдвигаются разнообразные, часто весьма экзотические кандидаты в носители темного вещества. Гипотезы основаны на самых современных теориях из области физики элементарных частиц. Каждая из них требует, естественно, экспериментальной проверки. На проведение таких экспериментов тратятся значительные силы и средства, в том числе используются внеатмосферные аппараты. Хороший пример – российско-итальянский проект ПАМЕЛА. Однако пока что ни в одном из экспериментов ни одна из гипотез подтверждения не получила.

Итак, согласно принятым космологическим теориям, большую часть гравитирующего вещества во Вселенной составляет темное вещество.

 

Скрытая масса в Галактике и окрестностях: темное вещество?

Темное вещество в Галактике и в ее окрестностях было предметом многих исследований. По их результатам опубликованы тысячи научных работ. В целом их можно суммировать так:

  • Ни в отдельных звёздах, ни в тонком, ни в толстом дисках, ни в балдже (центральном уплотнении) гравитационные проявления темного вещества не являются заметными. Темное вещество в галактиках, по-видимому, находится в обширном гало с характерной линейной шкалой примерно 200 килопарсек Союз-У.

Масса гало, как это следует из анализа кривой вращения Галактики и анализа движения шаровых скоплений, составляет примерно 2 триллиона масс Солнца. Это почти в 10 раз превосходит суммарную массу наблюдаемого нами галактического вещества.

 

Весьма важным вопросом остается выяснение параметров распределения темного вещества. Согласно результатам моделирования образования и эволюции (скоплений) галактик, наиболее важным процессом, предшествующим образованию протогалактик, является рост изначальных флуктуаций распределения плотности, обусловленной главным образом существованием холодного темного вещества (CDM – Cold Dark Matter). Процесс роста флуктуаций описывают как скучивание (кластеризацию) темного вещества. Кластеризация приводит к образованию ячеистой структуры со сгущениями в узлах. Эти сгущения называются гало темного вещества (dark matter halo или просто dark halo). Они массивные, в тысячи раз массивнее нашей Галактики и гравитационно управляют структуризацией барионного вещества (газа), которое скапливается во внутренних областях этих гало. Из этого газа и образуются впоследствии скопления галактик.

 

На рис.4 показана картина роста структур во Вселенной согласно компьютерной модели Молния. Это три «фотографии» некоторого объема Вселенной в моменты, когда её возраст был чуть менее 1 миллиарда лет, что соответствует значению т.н. космологического фактора z = 6; 3.5 млрд. лет (z = 2) и в нашу эпоху (z = 0). Космологический фактор z используют для количественной характеристики эффекта красного смещения, т.е. сдвига линий в спектрах удалённых объектов в красную сторону. Этот сдвиг тем сильнее, чем удаленнее объект (галактика, квазар и т.д.). Он появляется из-за того, что Вселенная расширяется, причем скорость расширения (разбегания) пропорциональна расстоянию до объекта, и, следовательно, сдвиг линий в красную сторону вследствие эффекта Доплера будет сильнее для более удаленных объектов. Именно поэтому в космологии принято указывать расстояния до объектов в шкале их красных смещений. Одновременно космологический фактор позволяет оценивать период времени прошедшего от начальной стадии расширения Вселенной («Большого взрыва») до того момента, когда наблюдаемый объект испустил зарегистрированное нами излучение. И здесь то же соотношение - большим z соответствует более удаленная от нас (более ранняя) эпоха. Согласно современным космологическим моделям первые сгустки газа, т.е. протогалактики появились в эпоху, соответствующую z, равному примерно 20, а массовое образование галактик протекало при z в интервале 10 – 2.

 

Рис.4. Модель развития структур во Вселенной. Кластеризация темного вещества (показано голубым цветом) приводит к образованию сгустков (гало), которые в свою очередь стягивают барионное вещество (показано желтым). Слева направо показаны «фотографии» некоторого объема Вселенной в моменты, когда её возраст был чуть менее 1 миллиарда лет (соответствует значению космологического фактора z = 6), 3.5 млрд. лет (z = 2) и в нашу эпоху (z = 0).

Рис.4. Модель развития структур во Вселенной. Кластеризация темного вещества (показано голубым цветом) приводит к образованию сгустков (гало), которые в свою очередь стягивают барионное вещество (показано желтым). Слева направо показаны «фотографии» некоторого объема Вселенной в моменты, когда её возраст был чуть менее 1 миллиарда лет (соответствует значению космологического фактора z = 6), 3.5 млрд. лет (z = 2) и в нашу эпоху (z = 0).

Согласно результатам моделирования, гало темного вещества не обязательно сферичны. Их характерная сплюснутость (отношение малой и большой осей) ~0.5. Такая оценка делается на основе анализа распределения горячего рентгеновского газа в эллиптических галактиках, анализа орбит захваченных галактиками маломассивных спутников и определения толщины газового диска.

Моделирование образования и эволюции галактик в CDM-моделях выявило и ряд проблем. Прежде всего – эти модели дают слишком концентрированное к центру распределение темного вещества. Еще более критичным является то что, согласно численным эволюционным сценариям, темное гало образуется путем слияния множества субгало. Наблюдаемое же число карликовых галактик, которые должны «отслеживать» эти субгало, в окрестностях Галактики на несколько порядков ниже предсказываемого.

Как будет показано в разделе «Где искать темное барионное вещество?», частичную альтернативу тёмному веществу в галактическом гало может составить темное барионное вещество.

Барионное вещество во Вселенной

Итак, плотность барионного вещества во Вселенной оценивается примерно в 4% от полной плотности. Такая оценка для выбранной космологической модели может быть сделана из анализа процесса первичного нуклеосинтеза, а также проверена по измерениям относительного содержания первичного дейтерия и водорода (т.е отношения D/H). Поскольку часть барионов сконцентрировалась в галактики, оценка 4% является верхней для определения плотности межгалактического вещества.

Но даже из этих 4% барионов наблюдается лишь небольшая доля. В работе Космос-1 Carr оценил распределение светящейся (т.е. наблюдаемой) массы во Вселенной и получил, что плотность наблюдаемого вещества во Вселенной составляет всего лишь 10 – 30% от общего количества барионов. Поиск пока скрытого от наблюдателей барионного вещества во Вселенной – одна из самых важных задач фундаментальной науки.

 

Где искать темное барионное вещество?

Естественно, что исследователей будоражит вопрос – где и в какой форме существует темное барионное вещество? В ответ на этот вопрос наиболее часто предлагаются различные формы ненаблюдаемых объектов: звезды малой массы, чёрные дыры, тела с массами порядка планетных или кометных, небольшие газовые облачка и т.д.

 

Согласно работам ряда авторов (см., например, Спутник) барионное вещество во Вселенной может быть разделено на четыре фазы в соответствии с их плотностью и температурой.

 

  1. конденсированная фаза – звезды и холодный газ в галактиках. Хорошо обнаружимая фаза.
  2. Горячая фаза – газ в скоплениях галактик. Наблюдается по рентгеновскому излучению с температурой более 10 миллионов градусов.
  3. Диффузная фаза – большинство структур, наблюдающихся в линии поглощения водорода 121,6 нм (линия Лайман-альфа) в спектрах далеких квазаров.
  4. Тепло-горячая (warm-hot) фаза – газ, нагретый ударными процессами до температур от сотен тысяч до десятков миллионов градусов. Этот газ трудно обнаружим по линиям поглощения вследствие высокой степени ионизации и из-за малой интенсивности излучения.

Относительная доля этих компонентов менялась в ходе эволюции Вселенной (см. рис. 5). Согласно этим данным, значительная доля темного барионного вещества может быть обнаружена именно в фазах 3 и 4.

 

Рис.5. Относительный вклад фаз барионного вещества в процесс космологической эволюции.

Рис.5. Относительный вклад фаз барионного вещества в процесс космологической эволюции.

Наблюдения холодных газовых межгалактических облаков, поглощающих энергичные кванты в излучении систем (диффузная фаза 3) возможно проводить с наземными телескопами в линии Лайман-альфа, но только для наиболее удалённых облаков. Дело в том, что длина волны линии Лайман-альфа лежит в дальней ультрафиолетовой области спектра, в которой атмосфера Земли совершенно непрозрачна. Из-за так называемого космологического красного смещения, для удаленных объектов длина волны линии Лайман-альфа в спектре, регистрируемом наблюдателем, смещается в красную, т.е. более длинноволновую сторону. Для очень далеких объектов она смещается в видимый участок спектра и может быть зарегистрирована наземным инструментом. Но на таких расстояниях можно наблюдать только крупные облака. Меньшие облака, которые гораздо более многочисленны и, возможно содержат основную массу барионного компонента в фазе 3, наблюдать нельзя. Поскольку получение из наблюдений спектра масс межгалактических облаков, включая самые малые облака – очень важная научная задача, было бы естественно сосредоточиться на более близких объектах. Но в ближней Вселенной, для которой космологический фактор z не превышает значение 2, и которая, хотя и «ближняя», содержит около 80% объема Вселенной, наблюдать межгалактические облака в линии Лайман-альфа можно только с космическими телескопами ультрафиолетового (УФ) диапазона.

 

Таким образом, космический УФ-телескоп позволяет существенно увеличить эффективность решения задачи поиска темного барионного вещества в диффузной фазе.

 

Согласно теории значительная доля барионного вещества на малых z, т.е. в ближней Вселенной находится в высокоионизованном состоянии (см., например, работу [9]). Это вещество нагрето до высоких температур - от сотен тысяч до десятков миллионов градусов. При таких температурах атомы теряют все или значительную часть своих электронов. Согласно атомной теории вещество в этом состоянии способно испускать или поглощать только весьма энергичные кванты. Длина волны таких квантов лежит в недоступном при наблюдениях с Земли ультрафиолетовом (УФ) участке спектра. Хорошим индикатором присутствия такого вещества могут служить линии поглощения OVI (т.е. пятикратно ионизованного кислорода). Для их наблюдения нужен инструмент, размещенный в космосе, с тем, чтобы избежать влияния земной атмосферы, полностью поглощающей УФ-излучение. Такие наблюдения проведены в направлении квазара QSOH1821+643 Спутник-3. Использован спектрограф STIS, установленный на обсерватории Космический телескоп Хаббла. Обнаружены четыре системы линий поглощения OVI, одна из которых показана на рис.6. Обнаружение в межгалактической среде кислорода означает, что там присутствуют и гораздо более распространённые элементы – в частности водород и гелий. Их количество можно оценить. Есть разумные оценки того, что этого вещества в высокоионизованном состоянии очень много.

Рис. 6. Участок спектра квазара QSO H1821+643. Хорошо видны линии поглощения OVI (пятикратно ионизованного кислорода).

Рис. 6. Участок спектра квазара QSO H1821+643. Хорошо видны линии поглощения OVI (пятикратно ионизованного кислорода).

Есть также свидетельства того, что много барионов может находиться в пустотах, то есть не быть связанными с галактиками. В связи с этим чрезвычайно важны будущие возможности спектроскопии высокого разрешения в УФ-диапазоне с тем, чтобы уточнить массу барионного компонента Вселенной и его химический состав. 

Еще одним прекрасным подтверждением больших перспектив поиска барионов в межгалактической среде служит обнаружение в окрестностях Галактики большого числа поглощающих облаков высокоионизованного газа. Это было сделано по наблюдениям линий поглощения OVI в дальнем ультрафиолетовом участке спектра. С помощью космического аппарата FUSE были получены спектры 100 квазаров, в которых обнаружены линии OVI, ассоциируемые с объектами (облаками) в фазе 4 (см. рис.7) . Такие облака заполняют галактическую корону и пространство, занимаемое Местной группой галактик. Полная масса барионов в этих облаках оценивается при относительном содержании кислорода 0.1 от солнечного в один триллион масс Солнца Луна. Этого достаточно, чтобы объяснить значительную долю скрытой массы в гало нашей Галактики!

 

Рис. 7. Карта облаков высокоионизованного кислорода в окрестностях нашей Галактики, полученная на аппарате FUSE. Направления наблюдений показаны кружками, причем размер кружка соответствует величине поглощения (т.е. количеству ионов OVI на луче зрения).

Рис. 7. Карта облаков высокоионизованного кислорода в окрестностях нашей Галактики, полученная на аппарате FUSE. Направления наблюдений показаны кружками, причем размер кружка соответствует величине поглощения (т.е. количеству ионов OVI на луче зрения).

 

Таким образом, наблюдения с помощью относительно небольшого космического телескопа FUSE привели к удивительному результату, противоречащему сложившимся представлениям - оказывается, значительную долю скрытой массы в окрестностях Галактики можно объяснить присутствием плохо обнаружимого, но весьма распространенного тепло-горячего компонента барионной составляющей Вселенной!

Создаваемая сейчас под лидерством России международная внеатмосферная обсерватория «Спектр-УФ» - «Всемирная Космическая Обсерватория» с диаметром зеркала телескопа 170 см., оснащенная набором современных спектрографов – наиболее эффективна для решения этой проблемы. Научные приборы обсерватории обладают гораздо более высокой чувствительностью, чем инструменты FUSE и позволят получить очень детальное и точное распределение пятикратно ионизованного кислорода (OVI) и других подобных ионов (а значит и барионного вещества) и в окрестностях Галактики и в дальних глубинах Вселенной.

Б.М. Шустов, доктор физико-математических наук

Институт астрономии РАН, г. Москва

Ссылки

  1. Zwicky F. On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae // Astrophys.J. 1937 Vol. 86. P. 217
  2. Freeman K. Dark Matter in Galaxies // Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics 2000 {\it http://eaa.iop.org/}
  3. Kochanek C.S. Where Does The dark Matter Begin? // eprint arXiv: astro-ph/0412089
  4. Shustov B. Galaxies and the intergalactic medium: evolutionary interrelations // Odessa Astron. Publ. 2002 Vol. 15
  5. Silk J. Dark Matter and Galaxy Formation: Challenges for the Next Decade // eprint arXiv: astro-ph/0412297
  6. Wilkinson M. Evans N. The present and future mass of the Milky Way halo // MNRAS, 1999, Vol. 310, P. 645
  7. Carr B. Baryonic Dark Matter //Ann. Rev. Astron. Astrophys., 1994, Vol. 32, P. 531
  8. Stocke J.T., Shull J.M., Penton S.V. The Baryon Content of the Local Intergalactic Medium// eprint arXiv: astro-ph/0407352
  9. Cen R., Ostriker J.P. // Ap.J. 1999. V.517. P.31
  10. Tripp T.M., Savage B.D., Jenkins E.B. // Ap.J. 2000/ V.534. L1
  11. Nicastro F. et al. The far-ultraviolet signature of the `missing` baryons in the Local Group of galaxies // Nature 2003 Vol. 421. P. 719
  12. Springel V. http://www.mpa-garching.mpg.de/galform/data_vis/sim3dnew-lowres.png

 

Роскосмос, Федеральное космическое агентство



Tags: , , , , , ,

4 Responses to Скрытая масса. Что это такое?

  1. владимир on 07/12/2014 at 21:02

    Что то роднит между собой математику и музыку. в физике сходства не находится. если бесконечность -истина ,а это так, возможно и вещество бесконечно , просто его меньше чем пространства. Вещество по сути еще не определено ни по свойствам и качеству ,ни по количеству. Похоже это то же что бесконечность. Просто поскольку бесконечность никак не определяема , а вещество определяемо многими параметрами ... все здесь надо ставить точку... мне . Сверхмалые дозы вещества еще интересны . Чай из белены - может вызвать шок. Та же белена в разведении (тритурации) 1 к 30000 - может вызвать такой же шок. Хотя никаких следов вещества в этом разведении не находится.

  2. владимир on 07/12/2014 at 21:04

    немного позднее

  3. владимир on 07/12/2014 at 21:13

    Поскольку пространство бесконечно м.б. есть смысл думать и о бесконечном количестве материи. Материи может быть меньше чем пространства, а м.б. и нет. Разница в том что материя разнородна и потенциально или гипотетически хотя бы определяема . Пространство - чем и как бы оно не было заполнено, в изучении и определении не нуждается. Да, не нуждается в этом и материя , но посредством мыслительных процессов она (материя ) этим все же занята.

  4. владимир on 07/12/2014 at 21:20

    P.S. Прошу прощения за ошибку- не заметил что мой первый комментарий опубликован. И уж тогда еще - как удручают ляпы которые иногда позволяют себе ученые в популярных телепередачах . Профессор Черниговская заявила к примеру - нейронов в мозгу человека больше чем вещества во вселенной... ну что за чушь...

Оставить комментарий

Ваш email не будет опубликован. Обязательные поля отмечены *

amplifier for 8 speakers
Алёна Петрова

ПОПУЛЯРНЫЕ

Июнь 2017
Пн Вт Ср Чт Пт Сб Вс
« Май    
 1234
567891011
12131415161718
19202122232425
2627282930  
В началоВ начало
sonos multi-room music system zonebridge br100 sonos multi room music system zoneplayer zp120 + zp90 sonos multi-room music system zone bridge br100 box multi room speaker system airplay apple multi room speaker system