Книга: Почему небо темное. Как устроена Вселенная

• Гравитационное линзирование

Предыдущие свидетельства существования темного вещества были основаны на его гравитационном влиянии на звезды и газ, однако есть еще один вид материи, на который влияет гравитационное поле — электромагнитное излучение, свет. Именно этот эффект — отклонение лучей света фоновых звезд Солнцем — послужил, кстати, одним из первых тестов общей теории относительности.

Итак, если между далеким источником (например, галактикой) и нами есть какой-то массивный объект (например, скопление галактик), то изображение этого источника исказится весьма специфическим образом. Наиболее эффектные, известные в настоящее время, гравитационные линзы — это, конечно, богатые скопления галактик, на периферии которых часто наблюдаются дуги или арки, являющиеся усиленными и искаженными изображениями фоновых галактик (рис. 34). Расположение и форма этих дуг зависят от распределения массы в скоплении и поэтому их можно использовать для реконструкции его потенциала. Детальное моделирование ряда таких скоплений подтвердило оценки их масс, найденные динамическим методом и по горячему газу — массы скоплений галактик многократно превышают суммарную массу входящих в них галактик.

Рис. 34. Изображение центральной части скопления галактик Abell 2218. Дугообразные детали на снимке — изображения далеких галактик, искаженные гравитационным полем скопления. (Снимок космического телескопа «Хаббл»)

Используется и слабое гравитационное линзирование, влияние которого выделяется при статистическом анализе множества изображений. Например, при отсутствии близкой концентрации массы ориентация далеких, фоновых галактик должна быть хаотической. Если же такая масса присутствует, она приведет к изменению видимых вытянутостей галактик и к появлению некоторой упорядоченности в их ориентациях. С использованием такого подхода удалось даже построить крупномасштабные карты распределения скрытой массы. Например, на рис. 35 показана первая такая трехмерная карта. На рисунке видно, что темная материя, в среднем, хорошо отслеживает распределение видимого вещества, хотя имеются и определенные отличия. В целом слабое гравитационное линзирование дает результаты о скрытой массе, согласующиеся с получаемыми другими методами.

Рис. 35. Наверху: спроецированное распределение галактик в области проекта COSMOS (1600 кв. градусов) (слева) и распределение скрытой массы, построенное методом слабого гравитационного линзирования (справа). Внизу: трехмерное распределение темной материи в той же области. На нижнем рисунке красное смещение увеличивается слева направо от z = 0 до z ~ 1. (По данным Масси и др. 2007)

Есть и другие наблюдательные свидетельства присутствия во Вселенной значительного количества темной материи, однако существуют и теоретические аргументы. По-видимому, первым из них явилось высказанное в 1973 году Острайкером и Пиблсом соображение, что без массивных темных гало диски спиральных галактик должны быть неустойчивыми. Однако самым важным является то, что без скрытой массы галактики вообще не смогли бы образоваться! По современным представлениям галактики формируются и растут за счет гравитационной неустойчивости из исходных возмущений плотности в ранней Вселенной. Как мы убедились в параграфе о реликтовом излучении, через 400 000 лет после начала космологического расширения эти флуктуации плотности были еще очень малы — всего лишь ~10^-5. Оказывается, что если бы во Вселенной было только обычное (так называемое барионное)[23] вещество, из которого состоят звезды и галактики, то эти неоднородности просто не успели бы усилиться до такой степени, чтобы создать окружающее нас разнообразие структур! Решением этого парадокса является учет наличия во Вселенной значительного количества небарионной скрытой массы. Фотоны реликтового излучения взаимодействуют лишь с барионным веществом, и поэтому анизотропия фонового излучения несет информацию только о флуктуациях обычной материи. Небарионное вещество на момент рекомбинации могло быть скучено уже гораздо сильнее, подготовив «затравки» для роста будущих галактик и их скоплений.

Сколько во Вселенной «обычного» и «темного» вещества? О количестве (или о плотности) вещества в космологии принято говорить в терминах так называемой критической плотности. Критическая плотность зависит от современного значения постоянной Хаббла (H₀) — ?с = 3 H₀² / 8 ?G ~ 10^-29 г/см³. В рамках стандартной фридмановской космологии, если средняя плотность Вселенной превышает это значение, то есть ? > ?с, то расширение Вселенной должно смениться ее сжатием («закрытая Вселенная»). Если ? < ?с, то расширение будет продолжаться вечно («открытая Вселенная»). Случай ? = ?с, является пограничным — расширение будет продолжаться вечно, причем скорость расширения будет асимптотически стремиться к нулю. При ? = ?с, геометрия Вселенной является плоской, ее пространственная кривизна равна нулю. В остальных случаях геометрия пространства неевклидова. При плотности, меньшей критической, кривизна пространства отрицательна, при большей — положительна.

Оценить плотность заключенного в звездах обычного вещества довольно просто. Основной источник оптического излучения во Вселенной — это состоящие из звезд галактики. Поэтому можно построить распределение галактик по их светимостям и пересчитать его в распределение по массам, задав отношение масса — светимость (M/L). Отношение M/L для звезд разных типов можно найти как из наблюдений, так и из теории, и оно хорошо известно. (Например, для звезд типа нашего Солнца отношение массы к болометрической светимости в системе единиц СГС равно 0.5.) Просуммировав массы галактик в единице объема Вселенной, находим полную массу звезд и, соответственно, плотность светящегося вещества. По современным оценкам плотность такого вещества составляет лишь примерно 0.3 % от критической плотности Вселенной: ?* = ?*/?с ~ 0.003. Эта оценка нам пока мало о чем говорит, поскольку мы не знаем полную плотность вещества, — помимо звезд во Вселенной есть еще другое барионное вещество (например, газ) и, кроме того, небарионная темная материя.

Полную плотность барионного вещества помогает найти теория первичного нуклеосинтеза, начало развития которой было положено Гамовым и его учениками. Оказывается, предсказываемый теорией химический состав Вселенной довольно сильно зависит от полной плотности барионов. Особенно чувствительно к доле барионов первичное содержание дейтерия. Современные измерения первичного химического состава (доля водорода по массе ~75 %, гелия ~25 %, доля дейтерия по числу атомов относительно водорода ~ 10^-5) дают независимую оценку полной плотности барионного вещества: ?b= ?b / ?с ~ 0.045. Значит, в звездах заключена лишь примерно 1/15 доля всего барионного вещества Вселенной! Где же оно? По-видимому, существенная часть этих недостающих ба-рионов заключена в горячем газе скоплений галактик, а другая часть может быть отнесена к барионной скрытой массе, представляющей собой, например, межгалактический газ, остатки звездной эволюции (белые карлики, нейтронные звезды, черные дыры), холодный и труднодоступный для наблюдений молекулярный газ.

Теперь обсудим, сколько небарионного вещества во Вселенной. На рис. 36 суммированы результаты измерения отношения масса — светимость для галактик и их систем в зависимости от размера системы. На самых больших масштабах масса оценена на основе анализа крупномасштабных движений галактик, индуцированных гравитационным влиянием скоплений и сверхскоплений галактик, на меньших масштабах использованы динамические, а также найденные по наблюдениям горячего газа оценки масс скоплений и групп. На рисунке видно, что масса, приходящаяся на единицу светимости, сначала растет, а затем на масштабах ? 10² кпк выходит на плато. Выход на плато означает, что при увеличении масштаба усреднения во Вселенной не появляется значительного количества дополнительной скрытой массы.

Рис. 36. Зависимость отношения масса-светимость в голубом фильтре от масштаба (Бакал 2000)

Эти (рис. 36), а также другие подобные данные привели в 1990-х годах к выводу, что полная плотность массы вещества Вселенной составляет примерно 20–30 % от значения критической плотности. Но, как мы только что выяснили, барионного вещества во Вселенной всего лишь около 4.5 %. Следовательно, то, что дополняет плотность барионов до ? ~ 0.2–0.3, — это небарионная скрытая масса, которой должно быть примерно в 5 раз больше, чем обычного вещества. Таким образом, используя разные методы и подходы, мы получили, что в нашей Вселенной очень много темной материи. Эта материя неоднородна — есть барионная скрытая масса, о природе которой можно строить вполне определенные предположения, но еще больше небарионной, о которой мало что известно. Однако мало — не значит ничего. Частицы небарионной темной материи сейчас очень активно ищут, строят наземные экспериментальные установки, проводят космические эксперименты. Дело в том, что свойствами таких частиц (они должны быть относительно массивными и слабо взаимодействовать с барионами) обладают гипотетические элементарные частицы, появляющиеся в некоторых расширениях Стандартной модели. Один из самых популярных кандидатов в частицы темной материи так и называется — слабовзаимодействующие массивные частицы или WIMPs (weakly interacting massive particles). Открытие частиц темной материи станет одним из наиболее громких и ожидаемых открытий начала XXI века.