Джон Гриббин - 13,8. В поисках истинного возраста Вселенной и теории всего

Доказательства существования темной материи находятся в наблюдениях разного масштаба. В нашей Галактике Млечный Путь невидимой материи как минимум столько же, сколько содержится в видимых звездах. Наблюдения за гравитационным искривлением лучей звезд в Магеллановых облаках заставляют предположить, что этот конкретный компонент темной материи может оказаться барионным: либо крупные планеты, либо тусклые звезды с низкой массой (коричневые карлики). Есть также доказательства наличия вокруг галактик обширных гало из темной материи, основанных на скорости, с которой звезды и газовые облака облетают внешние части их дисков, но и здесь это может доказать барионное вещество. В каждом конкретном случае предполагать наличие ХТМ нет необходимости.

Тем не менее нет и оснований считать, что содержимое галактик аналогично содержимому всей Вселенной. При первом коллапсе протогалактики она должна была содержать универсальное сочетание барионной (в виде горячего ионизированного газа) и темной материи. Эта материя холодна в том смысле, что отдельные ее частицы движутся медленно по сравнению со скоростью света, однако, как и барионное вещество, они обладают достаточной энергией, чтобы создать давление, заставляющее их распределяться по значительному пространству космоса. Барионы теряют энергию из-за электромагнитного излучения и очень быстро остывают; теряя термальную поддержку, барионный компонент облака попадает в центр протогалактического гало и формирует современную галактику. Это заставляет неспособную остыть (не испускающую электромагнитные лучи) темную материю распространяться на значительно большее пространство.

Таким образом, чтобы найти наиболее типичную смесь материи, нам нужно обратить внимание на крупные и не так давно сформировавшиеся структуры, в которых еще не произошло значительное остывание. Это скопления галактик. Классическое крупное скопление может содержать около тысячи галактик. Они компенсируют силу притяжения скоростью движения, которая может достигать более чем тысячи километров в секунду и измеряется с помощью доплеровского эффекта, образуемого движением и смещающим характеристики спектра к красному или синему краю. (Оно не зависит от красного смещения, вызванного расширением Вселенной, которое при расчетах следует вычитать.) Сбалансировав кинетическую энергию галактики и потенциальную энергию ее гравитации, можно вычислить ее общую массу. Фриц Цвикки, впервые сделавший это в 1930-х годах, пришел к удивительному для тех лет выводу, что галактики составляют лишь небольшую часть общей массы Вселенной. Это было столь необъяснимо, что на протяжении ряда десятилетий астрономы просто игнорировали открытие Цвикки.

Не располагая экспериментальным опытом в физике частиц или доступными сегодня космологическими моделями, не принявшие всерьез наблюдения Цвикки астрономы могли бы счесть логичным, что эта недостающая материя есть не что иное, как горячий газ. Однако этот вывод сделан не был, вероятно, потому, что в то время еще не существовало способов обнаружить такой газ в условиях космоса. Частицы газа движутся со скоростями, сопоставимыми со скоростью галактик, то есть температура такого газа составляет около 100 млн градусов. При таких условиях от атомного ядра должны улететь все электроны, кроме наиболее тесно связанных с ним, и сформироваться положительно заряженные ионы. Такой ионизированный газ испускает преимущественно рентгеновские лучи, вбираемые атмосферой Земли. Только после запуска спутниковых обсерваторий для изучения рентгеновского излучения космоса в 1970-х годах удалось обнаружить, что скопления галактик представляют собой очень активные источники таких лучей, и понять, что горячий газ, или межгалактическую среду, невозможно игнорировать.

Межгалактическая среда оказалась очень важным компонентом скоплений галактик. Она содержит больше материи, чем сами галактики, а отслеживать гравитационное поле и, следовательно, общую массу скопления на основе ее температуры и пространственного распределения можно намного точнее, чем на основе данных одних галактик. Чтобы получить общую массу газа, нужно взглянуть на уровень излучения. Источник этого излучения – столкновения противоположно заряженных частиц (ионов и электронов), поэтому его уровень пропорционален квадрату плотности газа. Мы наблюдаем только спроецированное излучение, как если бы скопление галактик было раздавлено о небосклон, однако исходя из сферической симметрии относительно несложно «вывернуть» наблюдения и выяснить изменение плотности по мере удаления от центра скопления. Газ распространяется на расстояния, значительно превышающие размеры галактик, и порой отслеживается на расстояниях в несколько миллионов световых лет от центра скопления. Хотя в центре скопления доминируют галактики, газа в нем минимум в три раза больше (мы можем сомневаться в массе галактик, но не в массе газа). Однако даже массы газа и галактик не дают в совокупности общей массы скопления, иными словами, в нем содержится множество темной материи. Ее давление удерживает горячий газ от гравитационного коллапса в скоплении. Чтобы понять, по какому принципу падает давление при удалении от его центра, нам надо знать изменение температуры. Обычно считается, что газ изотермичен (то есть имеет одинаковую температуру по всему скоплению). Это соответствует как наблюдениям, так и числовым симуляциям, которые демонстрируют незначительные изменения как температуры газа, так и скоростей галактик независимо от положения внутри скопления. Бывает, что во внешних частях скопления температура газа все-таки падает, и это снижает оценку его массы.

Опубликованное в 1995 году исследование Дэвида Уайта и Энди Фабиана [192]из Института астрономии Кембриджского университета содержит анализ данных космической обсерватории «Эйнштейн» для девятнадцати ярких скоплений галактик. Ученые сравнили массу газа с общей массой скопления и сделали вывод, что газ оставляет от 10 до 22 % всей массы таких объектов, в среднем примерно 15 %. Прибавляя массу галактик, получим дополнительно 1–5 % (от общей массы). Таким образом, общий барионный состав скоплений намного больше, чем 5 %, предсказанные классической моделью ХТМ для плоской Вселенной. Темная материя все равно нужна (к облегчению ученых, занимающихся физикой частиц), но ее всего в пять, а не в двадцать раз больше, чем барионной. Поскольку модели Большого взрыва предполагают, что барионное вещество может составлять лишь 5 % критической плотности, то при условии, что распределение вещества в скоплениях галактик характерно для Вселенной в целом, общая плотность составляет всего лишь примерно 30 % от критической плотности, даже с учетом темной материи. Другими словами, ХТМ впятеро больше, чем барионов. Чтобы удержать общий показатель плотности на высоком уровне, придется допустить, что барионы составляют значительно больший процент во Вселенной, но это запрещено принципами первичного ядерного синтеза.