Сергей Парновский - Как работает Вселенная: Введение в современную космологию

Естественно, что для того, чтобы получить кривую вращения, мы должны рассмотреть с помощью телескопа разные части галактики. Это можно сделать только для не очень далеких галактик. Для галактик со слишком маленькими угловыми размерами мы не можем получить кривую вращения. Вместо этого мы можем определить ширину линий излучений галактики. В основном она связана с доплеровским сдвигом света, излученного разными частями галактики. В результате вместо кривой вращения мы можем получить только оценку характерной средней величины скорости вращения. Ширина линий излучения активно используется во внегалактической астрономии, но для иллюстрации существования темной материи кривые вращения куда нагляднее.

На рис. 4.3 показано изображение галактики M33 (Треугольник), входящей в Местную группу, т. е. одной из самых близких к нам галактик. На него наложена кривая вращения этой галактики таким образом, что масштаб расстояний совпадает с масштабом изображения. Обратим внимание, что кривая вращения приведена для области, существенно превосходящей видимые размеры галактики. Как это было сделано? Для этого использовались наблюдения небольших водородных облаков, вращающихся вокруг галактики вне ее видимой области. Естественно, закон Кеплера для них выполняется точно так же, как и для звезд. На рисунке кроме реальной кривой вращения изображена теоретическая кривая вращения, которую имела бы эта галактика, если бы вся ее масса была сосредоточена в светящейся компоненте. Легко понять, что за пределами видимой части галактики M(r) доля светящейся материи становится постоянной и v(r) в отсутствие темной материи падала бы по закону v ~ r–1/2. В то же время реальная кривая вращения, напротив, продолжает возрастать далеко за пределами видимой области, показывая, что там должно существовать нечто, вносящее вклад в общую массу галактики. Это и есть темная материя. Согласно существующим представлениям, все галактики окружены гало из темной материи (см. рис. 4.4), размеры которого существенно превосходят размеры видимой части галактики.

Если мы посмотрим на кривые вращения чуть более далеких галактик, то увидим, что v(r) иногда выходит на постоянное значение в широких интервалах изменения r. Такие кривые вращения называются плоскими. Забавно, что в Facebook даже была создана специальная группа сторонников того, что все кривые вращения можно считать плоскими. Эта группа с незатейливым названием «Кривые вращения галактик – плоские» выпустила по этому поводу свой меморандум. Вскоре после этого в той же соцсети появилась группа противников подобного обобщения, справедливо указывающая, что далеко не все кривые вращения галактик можно считать плоскими. Она также выпустила свой меморандум, а ее лидеры организовали серию научных семинаров по всему миру с целью развеять этот миф. К счастью, в научном мире справедливость той или иной гипотезы не определяется количеством лайков в социальных сетях.

Существует одна галактика, кривую вращения которой нельзя определить описанным выше способом. Это – наша Галактика, которую мы видим изнутри. Тем не менее кривая вращения нашей Галактики также получена астрономами, правда с меньшей точностью, чем для близлежащих галактик. Из параметров орбиты Солнца вокруг центра Галактики (радиус – 26 400 св. лет, период – 230 млн лет) по закону Кеплера нетрудно рассчитать массу материи, заключенную внутри орбиты Солнца, – она равняется 1,0×1011 M☉. Полная же масса нашей Галактики составляет около 1012 M☉.

Другой способ определения содержания темной материи связан с использованием отношения массы M светящегося объекта к его светимости L, которая обозначается Υ (греческая буква ипсилон). Поскольку массы звезд и галактик в астрономии традиционно меряются в солнечных массах, а светимости – в светимостях Солнца, эта величина измеряется в единицах отношения солнечной массы к солнечной светимости, равной Υ☉ = 5133 кг/Вт [71] Так что надо более 5 т солнечного вещества, чтобы произвести 1 Вт мощности. Если бы наиболее распространенная 60-ваттная лампа накаливания работала с той же эффективностью, ее вес был бы порядка 300 т — столько, сколько весят шесть танков, два тепловоза или нагруженный самолет C-5 Galaxy. . В давние времена астрономы при оценке масс исходили из того, что Солнце – типичная звезда. Они были почти правы, поскольку наиболее типичная звезда нашей Галактики – карлик с массой, вдвое меньшей массы Солнца. Поэтому, если светимость какого-то объекта, состоящего из звезд, в N раз превышала светимость Солнца, считалось, что его масса в N раз больше солнечной. Присутствие темной материи повышает массу, но не дает вклад в светимость. Поэтому исследования отношения массы к светимости для разных объектов позволяют говорить о наличии темной материи. Вблизи Солнца, где 99 % звезд слегка легче Солнца, Υ = (2,5–7) Υ☉, для звезд в галактическом диске Υ = (1–1,7) Υ☉, типичное значение для галактик Υ = (2–10) Υ☉.

Понятно, что если значение Υ существенно больше, чем у типичного объекта того же типа, такой объект должен содержать большое количество темной материи. Хотя по этому параметру невозможно понять, идет ли речь о барионной или небарионной темной материи. В качестве примера такого объекта вновь рассмотрим скопление галактик в созвездии Волосы Вероники, в котором Цвикки и обнаружил темную материю. Для него отношение массы к светимости Υдоходит до 400. Высокие значения этой величины часто встречаются у карликовых сферических галактик, например в галактике в созвездии Дракона Υ = (330 ± 125) Υ☉. Активное скопление AC 114 имеет еще более низкую удельную светимость: Υ = (700 ± 100) Υ☉. Особым случаем является открытая в 2006 г. карликовая дисковая галактика Segue 1 в созвездии Льва, барионная масса которой составляет всего 1000 масс Солнца, а светимость – 300 светимостей Солнца. Для нее отношение массы темной материи к массе барионной материи оценивается от 200 до 2000 и даже 2500. Такой разброс в оценках связан с тем, что непонятно, вращается ли эта галактика.

Еще более интересна открытая годом ранее галактика VIRGOHI21, находящаяся в созвездии Девы на расстоянии 50 млн св. лет, практически полностью состоящая из темной материи. Она является первой из так называемых темных галактик. Для нее отношение массы к светимости составляет около 500. Она была открыта по наблюдениям в линии нейтрального водорода с длиной волны 21 см, причем ширина линии указывала на большую скорость вращения и, соответственно, большую массу 1010–1011 M☉. Общая масса водорода в этой галактике существенно меньше и равна 2×108 M☉. Снимки этого участка неба в оптическом диапазоне не показывали ничего – даже специальные наблюдения космического телескопа «Хаббл» позволили обнаружить всего несколько сотен звезд.