Пекка Теерикор - Эволюция Вселенной и происхождение жизни

Даже если природа темной материи неизвестна, мы тем не менее можем вычислить полное количество темной материи во Вселенной. Один из лучших способов — использовать рентгеновское излучение. В скоплениях галактик содержится огромное количество газа, причем настолько горячего, что он излучает рентгеновские лучи. Очевидно, скопление своим притяжением должно быть способно удержать этот газ внутри себя, и этот факт позволяет определить полную массу гравитирующего вещества в скоплении. Большой неожиданностью стало то, что масса самого газа больше суммарной массы галактик в скоплении, но даже если сложить массу газа и массу галактик, остается еще большой пробел, который можно заполнить только темной материей. Рентгеновские обсерватории, последовавшие за «Ухуру» (это «Коперник», запущенный в 1972 году, «Эйнштейн» в 1979 году, а затем обсерватории ХММ и «Чандра»), детально изучили рентгеновское излучение газа, что позволило определить массу темной материи, необходимой для удержания этого газа в скоплениях (как, например, в скоплении Coma, рис. 25.2).

В последнее десятилетие получил развитие новый эффективный метод выявления темной материи: гравитационное линзирование. Он использует гравитационное влияние темной материи на лучи света. Согласно общей теории относительности, луч света искривляется, когда проходит рядом с массивным телом. Еще в 1919 году было обнаружено искривление лучей света, проходящих вблизи Солнца. На возможность эффекта гравитационной линзы впервые указал в 1924 году профессор Санкт-Петербургского университета Орест Даниилович Хвольсон (1852–1934). В 1936 году Эйнштейн сам провел детальные вычисления и пришел к выводу, что в среде звезд наблюдать этот эффект очень трудно. Однако вскоре Фриц Цвикки понял, что галактики, которые намного массивнее звезд, могут создавать изображения фоновых объектов вполне наблюдаемого размера — несколько секунд дуги. Спустя несколько десятилетий такое изображение действительно обнаружилось: галактика создала двойное изображение далекого квазара. В главе 26 мы вернемся к примерам гравитационного линзирования.

Рис. 25.2. Сочетание рентгеновского и оптического изображений крупной галактики М86 в скоплении Дева (Virgo). Рентгеновское излучение имеет наибольшую яркость в центре галактики и ослабевает к ее краям. Обратите внимание на рентгеновский хвост, возникший из-за движения галактики сквозь скопление и потери горячего газа из зоны гравитационного влияния галактики. С разрешения NASA/CXC/SAO/X-ray: С. Jones, W. Forman и S. Murray;Optical: Pal Obs. DSS.

Как видимая, так и темная материя в скоплении галактик своим притяжением искривляют лучи света, идущие от более далеких галактик, создавая этим эффект гравитационной линзы. Измерив искривление, можно вычислить массу такой «линзы». Этот метод как бы делает темную материю «видимой». Приятно осознавать, что определенная этим способом масса темной материи совпадает с определенной по рентгеновскому излучению. Сейчас измерения полной массы темной материи в галактиках и скоплениях галактик считаются вполне надежными (рис. 25.3 и 25.4).

Рис. 25.3. Скопление галактик Эйбелл 2218. По всему снимку, полученному космическим телескопом «Хаббл», разбросаны дугообразные изображения галактик, в 50 раз более далеких, чем само скопление. Эти изображения возникли из-за эффекта гравитационного линзирования, вызванного темной материей скопления, масса которого около 7 x 10 14и масс Солнца. С разрешения NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI) и группы ERO (STScI + ST-ECF).

Рис. 25.4. Схемаt показывающая, как гравитационное поле скопления Эйбелл 2218 формирует дугообразные изображения далеких галактик фона. С разрешения NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI) и группы ERO (STScI + ST-ECF).

Что такое темная материя? Это обычное вещество или что-то совсем иное? «Обычным» мы называем барионное вещество с разным числом протонов в ядрах разных элементов и разным числом нейтронов в изотопах данного элемента. Вспомним, например, что у обычного водорода в ядре один протон, а в ядре дейтерия — протон и нейтрон. Теперь мы вернемся к одному тонкому моменту вычисления состава барионного вещества при ядерном синтезе во время Большого взрыва, как это было описано в главе 24. Итоговое относительное количество различных изотопов каждого элемента (как и относительное количество самих элементов) сильно зависит от доли барионного вещества в полном количестве вещества Вселенной. Считается, что полное количество вещества соответствует критической плотности, которая требуется во фридмановских моделях, чтобы сделать общую геометрию Вселенной плоской. Это замечательно, что по относительному обилию некоторых элементов, измеренному в ближайших окрестностях Галактики, можно определить долю обычного вещества во всей Вселенной!

Особенно полезны для таких оценок дейтерий и водород, обладающие одинаковыми химическими свойствами. В частности, доля сохранившихся к концу первичного нуклеосинтеза ядер дейтерия зависит от отношения современной плотности вещества к критической плотности Вселенной. Если бы критическая плотность полностью обеспечивалась обычным веществом, то обилие дейтерия составляло бы лишь одну миллиардную часть обилия водорода. Но наблюдаемое количество дейтерия в 10 000 раз больше! Согласно теории, это означает, что плотность обычного вещества составляет только 4 % от критического значения. С другой стороны, полное количество вещества в форме газа и звезд в галактиках составляет менее 1 % критической плотности. Следовательно, в действительности имеется два вида «скрытой» материи: обычное барионное вещество и в еще значительно большем количестве — загадочная не-барионная темная материя.

Некоторая часть невидимого барионного вещества в спиральных галактиках может быть в форме нейтронных звезд, белых карликов, черных дыр, тусклых красных звезд и планет. Те нейтронные звезды и черные дыры, которые обнаружены по рентгеновскому излучению, связаны с довольно коротким периодом эволюции двойных звезд. Поэтому рентгеновские звезды очень редки. Но это не означает, что настолько же редки сами нейтронные звезды и черные дыры. Просто в одиночном виде их почти невозможно обнаружить. Так что можно рассчитывать на дополнительное количество барионного вещества, но всего лишь в количестве нескольких процентов от критического значения.