Как работает Вселенная: Введение в современную космологию

Понятно, что эта информация стала известна не сразу. Первые представления о темной материи появились в работе Фрица Цвикки 1933 г. Речь тогда шла об обычной материи, которая по каким-то причинам не излучала свет. Иными словами, в дополнение к светящейся материи, сосредоточенной в звездах, должна существовать темная материя, не излучающая свет. Понятно, что в работе Цвикки, написанной через год после открытия нейтрона Джеймсом Чедвиком, речь никак не могла идти про небарионный характер темной материи, так как само понятие барионов только появилось. Тогда считалось, что темная материя представляет собой пыль, несветящийся газ, впоследствии рассматривался вариант большого количества массивных планет размером с Юпитер или мелких метеоров – другими словами, любых привычных для астрономов несветящихся объектов. Сейчас существование подобных объектов также допускают, их называют барионной темной материей. Однако ключевым является слово «барионная», поскольку в распределении плотности она относится к обычной материи.

Цвикки пришел к выводу о существовании темной материи следующим образом. Он исследовал движения отдельных галактик, входящих в скопление Волосы Вероники, содержащего около 1000 галактик. Затем он воспользовался теоремой вириала, связывающей средние потенциальную и кинетическую энергии для замкнутых гравитационно связанных систем, и получил независимую оценку массы системы.

К его удивлению, значение оказалось в 160 раз больше массы, полученной по анализу светимостей. Правда, как выяснилось впоследствии, Цвикки ошибся почти в четыре раза из-за того, что использовал неправильное значение постоянной Хаббла, принятое в то время. Современная оценка отношения вириальной массы этого скопления к массе составляющих его звезд близка к 40.

Впоследствии и при исследовании других скоплений, связанных гравитационно, вириальная масса оказывалась существенно больше массы светящейся компоненты. Оказалось, что типичный объект подобного рода содержит 85 % темной материи, 13 % горячего межзвездного газа и 2 % звезд. Таким образом, отношение полной массы к массе светящейся в оптическом диапазоне компоненты составляет около 50, а отношение масс темной и барионной материи в скоплениях – около 6. Естественно, что эти значения меняются от скопления к скоплению. Что касается горячего газа, то его массу можно определить по параметрам испускаемого им рентгеновского излучения. В частности, температура рентгеновского излучения связана с вириальной массой и позволяет получить ее независимую оценку.

Наиболее близкое к нам скопление – это Местная группа, состоящая из нашей Галактики с ее спутниками (Магеллановы Облака, карликовая галактика в созвездии Стрельца и др.), галактики M31 (Андромеды) с ее спутниками (M32, M110 и др.) и галактики M33 (Треугольника) с ее спутником – карликовой галактикой в созвездии Рыб. Всего же в нее входит более 50 отдельных галактик. Полная вириальная масса Местной группы, по данным Игоря Караченцева и Ольги Кашибадзе, составляет (1,29 ± 0,14)×1012 M☉, где M☉ – масса Солнца[70]. Масса галактики Андромеды составляет 7,1×1011 M☉, масса нашей Галактики примерно равна 5,7×1011 M☉ (ее особо трудно измерить, так как мы видим ее изнутри), а масса галактики Треугольника существенно меньше и равна 5×1010 M☉. Суммарная масса всех остальных галактик не превосходит 1010 M☉. Существуют и большие по величине оценки массы Местной группы. В то же время масса светящейся материи в двух самых больших галактиках Местной группы оценивается в 2×1011 M☉. Как видим, и здесь большая часть полной массы приходится на несветящуюся материю.

4.2.2. Кривые вращения галактик

Как астрономы определили массы других галактик? Наиболее простой способ заключается в построении кривой вращения данной галактики. Это скорость, с которой звезды вращаются вокруг центра галактики в зависимости от расстояния до этого центра. Пусть звезда вращается по круговой орбите радиуса r. Обозначим M(r) массу части галактики, заключенной внутри сферы радиуса r. Если эта масса сосредоточена в центре или распределена сферически симметрично, то скорость вращения звезды v(r) определим из условия равенства силы притяжения к центру и центробежной силы. Естественно, мы получим формулу Кеплера для движения по круговой орбите Измерив зависимость v(r), мы можем восстановить зависимость M(r). При этом следует учесть, что, если бы галактика не содержала темной материи, ее масса была бы сосредоточена в ее диске, т. е. ее гравитационное поле не было бы сферически симметричным. Поэтому, строго говоря, формула для скорости не совсем верна и могла бы использоваться только для оценки. Однако, как оказалось, основная часть массы галактики связана с темной материей, распределение которой, как считают астрономы, достаточно симметрично, поэтому формула Кеплера вполне адекватна.