2.5. Скрытая масса во Вселенной

Скрытая масса или, как ее часто называют, темная материя (в дальнейшем я буду использовать эти термины как синонимы, хотя это и не вполне правильно) – это почти святой Грааль современной астрономии. На протяжении нескольких столетий каждый уважающий себя рыцарь считал своим долгом отправиться на поиски чудодейственной чаши. Так и со скрытой массой – уже несколько десятилетий ее активно ищут, но до сих пор, несмотря на огромное количество косвенных свидетельств ее существования, она однозначно не идентифицирована.

Слово «темная» не означает, что эта материя и в самом деле темная, оно просто означает, что материя очень слабо излучает в оптическом диапазоне и ее до сих пор не удалось увидеть. Темное вещество пока что «скрыто» от современных методов наблюдений, и мы знаем о его существовании в основном по гравитационному влиянию этой материи на доступные наблюдениям объекты.

Формально говоря, история скрытой массы насчитывает уже не одно столетие. Например, в первой половине XIX века было обнаружено, что планета Уран двигается по своей орбите чуть-чуть неправильно, в ее движении присутствуют так называемые возмущения. Для объяснения этих неправильностей было выдвинуто предположение о существовании еще одной планеты Солнечной системы, которая своим притяжением возмущает орбиту Урана. Француз Урбен Леверье и англичанин Джон Адаме почти одновременно решили задачу о предсказании свойств и о местоположении новой планеты, и в 1846 году эта планета (Нептун) была обнаружена вблизи предсказанного места. Примерно в эти же годы немецкий астроном Фридрих Бессель заметил легкие периодические изменения координат ярчайшей звезды ночного неба – Сириуса. Бессель предположил, что у Сириуса есть невидимый спутник, который позднее был, действительно, открыт.

В обоих примерах была открыта «темная материя» – в первом случае в межпланетном пространстве (новая планета), во втором случае в межзвездном пространстве (новый тип звезд – белый карлик). Так и на больших масштабах скрытая материя, несомненно, будет открыта и отождествлена, тем более, что известно уже много кандидатов в то, чем она может быть. В дальнейшем речь пойдет о темном веществе на галактических и межгалактических масштабах, то есть о веществе, дающем очень большой вклад в полную плотность Вселенной.

Современная история изучения скрытой массы начинается в 1920–1930-х годах. В 1922 году Якубус Каптейн, а затем и Джеймс Джине, опубликовали исследования динамической структуры Млечного Пути, в которых они заключили, что в его диске присутствуют «темные звезды», чья масса превышает массу светящихся звезд. В этих же статьях, возможно, впервые появляется и термин «темная материя» («dark matter»). В 1932 году голландский астроном Ян Оорт также нашел, что наблюдаемых звезд недостаточно для объяснения вертикального ускорения звезд в Галактике, вследствие чего приходится предположить наличие темной материи вблизи галактической плоскости. Без этой материи получалось, что Млечный Путь должен быстро терять звезды. (Позднее оказалось, что результаты Оорта на самом деле не свидетельствовали о существовании в плоскости Галактики скрытой массы, так как на движение звезд влияет не только диск, но и протяженное и массивное гало Галактики.)

Первое свидетельство существования скрытой массы на внегалактических масштабах было получено в 1933 году Фрицем Цвикки, который рассмотрел радиальные скорости 8 галактик в скоплении Кома в созвездии Волосы Вероники. Наблюдаемый разброс скоростей оказался очень велик – около 1000 км/с. Из этого факта Цвикки заключил, что, если скопление в целом находится в равновесии, то есть не сжимается и не разлетается, то его полная масса должна быть примерно в 400 раз больше, чем звездная масса галактик скопления. (Цвикки использовал сильно завышенное значение постоянной Хаббла. При современном значении этой постоянной превышение массы составляет ~50 раз.) Цвикки написал, что, если этот результат будет подтвержден, то это будет означать удивительный вывод – в скоплении присутствует значительное количество темной материи. Через три года – в 1936 году – американский астроном Синклер Смит получил похожий результат для скопления галактик в Деве (это ближайшее к Млечному Пути скопление). Смит заключил, что в скоплении присутствует много межгалактического вещества. Эта вещество либо однородно распределено в пределах скопления, либо образует гигантские слабосветящиеся облака вокруг галактик.

В 1939 году Хорее Бэбкок опубликовал самую подробную к тому времени кривую вращения галактики туманность Андромеды (зависимость скорости вращения, измеряемой по доплеровскому смещению спектральных линий, от расстояния от центра). Кривая вращения оказалась необычной – на большом расстоянии от центра скорость вращения не спадала, как ожидалось, а оставалась высокой. (Почему это было необычно, я объясню чуть дальше.) Годом позже Ян Оорт обсудил кривую вращения галактики NGC 3115 и также заключил, что наблюдаемая скорость вращения внешних областей галактики не соответствует ожидаемой для случая, если вся масса галактики заключена в ее звездах. И Бэбкок, и Оорт отметили важность исследования кривых вращения внешних областей галактик, однако их результаты не привлекли в то время внимания, как, впрочем, и результаты Цвикки и Смита, что, по крайней мере отчасти, вероятно, было связано с начавшейся Второй мировой войной [22] .

Прошло два десятка лет, и темная материя снова всплыла, но уже в совсем другом контексте. В 1959 году Кан и Вольтьер предположили, что сближение нашей Галактики и туманности Андромеды вызвано силами взаимного притяжения. Это дает возможность оценить их суммарную массу, которая оказалась в несколько раз большей, чем сумма индивидуальных масс. Кан и Вольтьер заключили, что эта недостающая материя существует в виде гало из горячего газа, окружающих галактики.

В 1960–1970-е годы появились технические возможности для массового измерения протяженных кривых вращения галактик в оптике и по наблюдениям в линии HI (λ = 21 см). (Радиолиния атомарного водорода на 21 см является одной из самых популярных в астрономии. Излучение в этой линии обусловлено сверхтонким расщеплением основного уровня энергии атома водорода на два близких подуровня. По интенсивности этой линии можно оценивать распределение и массу нейтрального водорода в галактиках, а по ее профилю и по величине доплеровского смещения можно изучать их вращение.) Кроме того, начали появляться и теоретические аргументы в пользу существования массивных невидимых гало, окружающих галактики. С этого времени скрытая масса становится все более популярна и вездесуща – без ее привлечения сейчас не объяснить ни свойств отдельных галактик, ни их систем, ни крупномасштабную структуру Вселенной в целом. Далее я попытаюсь коротко суммировать основные астрономические свидетельства существования темной материи на разных масштабах.

• Кривые вращения галактик

Плоские кривые вращения – это самый известный и наиболее часто упоминаемый довод в пользу окружающих галактики массивных невидимых гало. Смысл этого довода очень прост. Рассмотрим какой-либо сферический объект (например, Солнце) и расположенный за его пределами небольшой спутник (например, планету), обращающийся вокруг него по круговой орбите под действием гравитации.

Тогда скорость этого спутника выражается хорошо известной со школы формулой: ν = √GM/r, где G — гравитационная постоянная,  M – масса центрального объекта, а r – расстояние между центральным телом и спутником. Отсюда видно, что с удалением спутника его скорость должна уменьшаться как 1/ √r . Например, мы знаем, что Земля движется вокруг Солнца по почти круговой орбите со скоростью 30 км/с. Юпитер находится от Солнца примерно в 5.2 раза дальше и, следовательно, скорость его движения по орбите в √5.2 = 2.3 раза меньше, чем у Земли, и равна 30/2.3 = 13 км/с. Чем дальше планета от Солнца – тем медленнее она движется.

Реальные галактики не являются, конечно, сферически-симметричными и у них отсутствует четкая граница. Тем не менее, приведенная выше формула для круговой скорости в первом приближении применима и для них, только вместо полной массы в нее надо подставить массу, заключенную в пределах орбиты спутника. Итак, на основе простых соображений можно ожидать, что спектральные наблюдения галактик будут показывать их вращение в пределах оптических изображений, а затем должен наблюдаться спад, пропорциональный 1/ √r . В действительности все оказалось не так.

На рис. 32 представлена типичная кривая вращения спиральной галактики – она не показывает спад на периферии, а остается «плоской», то есть демонстрирует почти неизменную скорость, даже за пределами звездного диска!

Есть галактики, у которых плоская кривая вращения по радионаблюдениям в HI прослеживается до расстояний, в несколько раз превышающих размеры их звездных дисков. Если бы в галактиках были только звезды и немного газа, то скорость вращения должна была бы вести себя примерно как кривая «диск» на рисунке 32, – галактика закончилась на r ~10 кпк и далее круговая скорость должна быстро уменьшаться. Реальные скорости вращения на периферии большинства галактик остаются примерно постоянными, простейшим объяснением чего является наличие какого-то вещества, дающего большой вклад в полную массу галактик. На рисунке изображен вклад этого вещества (кривая «гало») в итоговую кривую вращения. Как видно на рисунке, гало из темной материи начинает заметно проявлять себя лишь на периферии звездного диска галактики и за его пределами. • Спутники галактик • Системы галактик Галактики часто образуют физические пары с галактиками сравнимой массы (в состав двойных систем входят ~10 % всех галактик), группы из нескольких объектов (рис. 33), а также скопления – гигантские конгломераты, содержащие сотни и тысячи членов (рис. 16, 34). Если предположить, что такие системы являются гравитационно-связанными, то, зная лучевые скорости их членов, можно оценить характерный разброс скоростей галактик и оценить полные массы этих систем. Именно так действовали Цвикки и Смит, впервые обнаружившие темную материю в скоплениях Кома и Дева.

Сейчас изучены уже тысячи различных систем галактик от масштабов двойных систем (десятки кпк), до скоплений галактик (тысячи кпк). Основной результат этих работ: скрытая масса присутствует на всех уровнях иерархии галактик, причем ее вклад растет с увеличением масштаба – в двойных системах она превышает вклад «светящейся» материи в разы, а в скоплениях галактик – в десятки-сотни раз. • Горячий газ • Гравитационное линзирование 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.

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.

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 ( H 0) – ρс = 3 H 02 / 8 πG  ~ 10-29 г/см3. В рамках стандартной фридмановской космологии, если средняя плотность Вселенной превышает это значение, то есть ρ > ρс, то расширение Вселенной должно смениться ее сжатием («закрытая Вселенная»). Если ρ < ρс, то расширение будет продолжаться вечно («открытая Вселенная»). Случай ρ = ρс, является пограничным – расширение будет продолжаться вечно, причем скорость расширения будет асимптотически стремиться к нулю. При ρ = ρс, 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. 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.

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 Ω ~ 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.