Сергей Парновский - Как работает Вселенная: Введение в современную космологию

Далее мы подробнее расскажем, на основании чего были сделаны выводы о том, что в картину мироздания необходимо добавить темную материю и темную энергию. И начнем с темной материи, поскольку о ней известно все-таки немного больше, чем о темной энергии.

Пора наконец объяснить, что понимается под термином «темная материя». Начнем с того, что перечислим основные свойства темной материи, известные в настоящее время:

• темная материя взаимодействует с обычной гравитационно, т. е. притягивает ее;

• возможно, она участвует также в слабом взаимодействии с обычной материей, но это лишь предположение;

• она не участвует в электромагнитном взаимодействии, поэтому не обладает зарядом, не способна поляризоваться, не взаимодействует с электромагнитными полями и прозрачна для света и радиоволн, что означает, что она невидима;

• она не участвует в сильном взаимодействии, поэтому не накапливается в атомных ядрах;

• темной материи во Вселенной в пять раз больше обычной;

• все галактики окружены гало из темной материи;

• скорость темной материи намного меньше скорости света. Такую темную материю называют холодной;

• мы не знаем, что это такое, но уверены, что она не состоит из барионов, образующих обычную (барионную) материю.

Понятно, что эта информация стала известна не сразу. Первые представления о темной материи появились в работе Фрица Цвикки 1933 г. Речь тогда шла об обычной материи, которая по каким-то причинам не излучала свет. Иными словами, в дополнение к светящейся материи, сосредоточенной в звездах, должна существовать темная материя, не излучающая свет. Понятно, что в работе Цвикки, написанной через год после открытия нейтрона Джеймсом Чедвиком, речь никак не могла идти про небарионный характер темной материи, так как само понятие барионов только появилось. Тогда считалось, что темная материя представляет собой пыль, несветящийся газ, впоследствии рассматривался вариант большого количества массивных планет размером с Юпитер или мелких метеоров – другими словами, любых привычных для астрономов несветящихся объектов. Сейчас существование подобных объектов также допускают, их называют барионной темной материей. Однако ключевым является слово «барионная», поскольку в распределении плотности она относится к обычной материи.

Цвикки пришел к выводу о существовании темной материи следующим образом. Он исследовал движения отдельных галактик, входящих в скопление Волосы Вероники, содержащего около 1000 галактик. Затем он воспользовался теоремой вириала, связывающей средние потенциальную и кинетическую энергии для замкнутых гравитационно связанных систем, и получил независимую оценку массы системы.

К его удивлению, значение оказалось в 160 раз больше массы, полученной по анализу светимостей. Правда, как выяснилось впоследствии, Цвикки ошибся почти в четыре раза из-за того, что использовал неправильное значение постоянной Хаббла, принятое в то время. Современная оценка отношения вириальной массы этого скопления к массе составляющих его звезд близка к 40.

Впоследствии и при исследовании других скоплений, связанных гравитационно, вириальная масса оказывалась существенно больше массы светящейся компоненты. Оказалось, что типичный объект подобного рода содержит 85 % темной материи, 13 % горячего межзвездного газа и 2 % звезд. Таким образом, отношение полной массы к массе светящейся в оптическом диапазоне компоненты составляет около 50, а отношение масс темной и барионной материи в скоплениях – около 6. Естественно, что эти значения меняются от скопления к скоплению. Что касается горячего газа, то его массу можно определить по параметрам испускаемого им рентгеновского излучения. В частности, температура рентгеновского излучения связана с вириальной массой и позволяет получить ее независимую оценку.

Наиболее близкое к нам скопление – это Местная группа, состоящая из нашей Галактики с ее спутниками (Магеллановы Облака, карликовая галактика в созвездии Стрельца и др.), галактики M31 (Андромеды) с ее спутниками (M32, M110 и др.) и галактики M33 (Треугольника) с ее спутником – карликовой галактикой в созвездии Рыб. Всего же в нее входит более 50 отдельных галактик. Полная вириальная масса Местной группы, по данным Игоря Караченцева и Ольги Кашибадзе, составляет (1,29 ± 0,14)×1012 M☉, где M☉ – масса Солнца [70] Символ ☉ астрономы используют для обозначения Солнца. . Масса галактики Андромеды составляет 7,1×1011 M☉, масса нашей Галактики примерно равна 5,7×1011 M☉ (ее особо трудно измерить, так как мы видим ее изнутри), а масса галактики Треугольника существенно меньше и равна 5×1010 M☉. Суммарная масса всех остальных галактик не превосходит 1010 M☉. Существуют и большие по величине оценки массы Местной группы. В то же время масса светящейся материи в двух самых больших галактиках Местной группы оценивается в 2×1011 M☉. Как видим, и здесь большая часть полной массы приходится на несветящуюся материю.

Как астрономы определили массы других галактик? Наиболее простой способ заключается в построении кривой вращения данной галактики. Это скорость, с которой звезды вращаются вокруг центра галактики в зависимости от расстояния до этого центра. Пусть звезда вращается по круговой орбите радиуса r. Обозначим M(r) массу части галактики, заключенной внутри сферы радиуса r. Если эта масса сосредоточена в центре или распределена сферически симметрично, то скорость вращения звезды v(r) определим из условия равенства силы притяжения к центру и центробежной силы. Естественно, мы получим формулу Кеплера для движения по круговой орбите Измерив зависимость v(r), мы можем восстановить зависимость M(r). При этом следует учесть, что, если бы галактика не содержала темной материи, ее масса была бы сосредоточена в ее диске, т. е. ее гравитационное поле не было бы сферически симметричным. Поэтому, строго говоря, формула для скорости не совсем верна и могла бы использоваться только для оценки. Однако, как оказалось, основная часть массы галактики связана с темной материей, распределение которой, как считают астрономы, достаточно симметрично, поэтому формула Кеплера вполне адекватна.

Осталась одна небольшая деталь: научиться измерять зависимость v(r). Не для всех галактик это возможно. Если плоскость галактики перпендикулярна направлению на Землю, то скорости вращения звезд имеют только тангенциальные компоненты и не могут быть измерены существующими методами. Если же плоскость галактики наклонена, то скорости вращения звезд имеют еще и радиальные компоненты. В этом случае их можно определить по эффекту Доплера. На рис. 4.2 показана галактика, вращающаяся против часовой стрелки так, что спиральный рукав в точке A движется на нас, а в точке C – от нас. Рисунок сделан в галактической плоскости, наблюдатель на Земле расположен внизу. Эти скорости вращения складываются со скоростью, с которой центр галактики, расположенный в точке B, удаляется от нас. В результате в точке A спектры излучения будут дополнительно сдвинуты в фиолетовую область по сравнению с точкой B, а в точке C – в красную область. Анализируя наблюдаемый спектр галактики, можно определить направление вращения галактики и скорость вращения ее частей. Далее, зная угол наклона плоскости галактики к направлению на Землю, мы можем определить форму кривой вращения. Угол наклона определяется из предположения, что диск галактики круглый, а наблюдаемая эллиптичность связана с ее наклоном. Чем больше угол наклона, тем точнее можно определить кривую вращения. В этом смысле идеальными являются галактики, видимые с ребра.