Проблема скрытой массы галактики кратко

Обновлено: 05.07.2024

НАУКА
ОБРАЗОВАНИЕ
КУЛЬТУРА

Шустов Б. Скрытая масса. Что это такое?

Идея скрытой массы состоит в том, что мы живем во Вселенной, в которой доминирует ненаблюдаемое нами вещество.
Природа этого вещества, по большей части, неясна и, может быть, весьма необычна. Идея скрытой массы большинством астрономов воспринимается как нечто непонятное, но бесспорно установленное.
Поскольку даже в научной литературе используются различные и не всегда согласующиеся определения этой ненаблюдаемой составляющей Вселенной и ее компонентов, я буду использовать наиболее логичные, с моей точки зрения, определения.

Скрытой массой (CM, hidden mass) называют существующее во Вселенной, но ненаблюдаемое вещество. СМ состоит из двух, совершенно различных по природе компонентов: темного вещества (ТВ, dark matter) — вещества неизвестной природы, существование которого проявляется лишь косвенным образом — через гравитационные воздействия на различные объекты Вселенной, и барионного темного вещества (БТВ, baryonic dark matter) — обычного вещества, которое мы пока не можем наблюдать из-за ограниченных возможностей.

Физики и астрономы обсуждают очень широкий набор возможностей для объяснения физической природы носителей скрытой массы — от гипотетических элементарных частиц до звезд-карликов и черных дыр. Массы кандидатов на эту роль различаются более чем на 70 порядков величины!

В этой статье кратко расскажем о состоянии проблемы скрытой массы, о наметившихся в последние годы изменениях в подходе к ее решению, по крайней мере, в масштабах нашей Галактики и ее окрестностей. Особо подчеркнем роль внеатмосферных обсерваторий ультрафиолетового диапазона в обнаружении и раскрытии свойств пока еще скрытого от нас барионного вещества во Вселенной.

То, что часть окружающего нас мира скрыта от нас, несмотря на гигантский прогресс науки (а что-то будет скрыто всегда), — совершенно очевидное общефилософское положение. Наиболее убедительными конкретными свидетельствами существования скрытой массы считаются: кинематика членов скоплений галактик; кривые вращения (дисковых) галактик; наблюдения рентгеновского излучения горячего газа в скоплениях галактик; наблюдения гравитационного микролинзирования.

Такая ситуация, т.е. существование массивного гало, характерна практически для всех спиральных галактик, для которых удалось пронаблюдать периферийные области (состоящие из нейтрального водорода). Похожая картина наблюдается и для карликовых неправильных галактик, и галактик с низкой поверхностной яркостью, хотя для последних степень концентрации темного вещества к центру может быть меньшей.

Скрытая масса, несомненно, присутствует в гигантских эллиптических галактиках, а также в богатых скоплениях галактик. Важнейшим инструментом для изучения скрытой массы в этих объектах считаются наблюдения в них горячего газа, излучающего в рентгеновском диапазоне (рис. 2). Частицы газа, нагретого до температуры в десятки миллионов градусов, движутся с огромными скоростями, и чтобы удержать этот газ от разлета в окружающее пространство, нужна мощная сила гравитации. И снова, как и в исследованиях Цвикки, наблюдаемой массы существенно (в разы) недостаточно для удержания этого газа. Поскольку эти горячие газовые гало должны быть близки к гидростатическому равновесию, измерение распределений температуры по рентгеновским изображениям и спектрам дает возможность оценивать полное распределение массы. Как показывают результаты работ многих исследователей, во внутренних областях гигантских эллиптических галактик на расстояниях R >Re доминирует уже темная материя.

Результаты наблюдений явлений микролинзирования в эксперименте OGLE и других подобных проектах позволили предположить, что одним из компонентов скрытой массы являются маломассивные (массой не более нескольких десятых масс Солнца) звезды, возможно, коричневые карлики. По некоторым оценкам, количество таких маломассивных звезд в нашей Галактике превышает предсказываемое современной теорией происхождения и эволюции звезд. Однако есть и другие заключения. На основании анализа результатов эксперимента проведена проверка гипотезы о большом количестве (до 1012) маломассивных звезд (белых карликов) в гало нашей Галактики. Практически все неэкзотичные сценарии образования Галактики исключают такую возможность. Микролинзой может быть не только звезда или планета, но и сгусток ТВ (если сгустки такой массы могут существовать). В эксперименте OGLE наблюдалось около двух миллионов звезд Магеллановых облаков. Цель — пронаблюдать вспышки, вызванные эффектом микролинзирования на объектах в гало нашей Галактики. Общий вывод: маловероятно, чтобы в гало нашей Галактики существовали сгустки ТВ, способные вызвать эффект микролинзирования. Таким образом, перед учеными стоит проблема, требующая решения.

Точность оценок (параметров Вселенной) считается довольно высокой (не ниже нескольких процентов). Однако для критически, т.е. правильно настроенного исследователя главный вопрос — насколько значения этих величин (их ошибок определения) можно считать модельно независимыми? Не вдаваясь в обсуждения, отметим лишь, что, как подчеркивает известный американский астрофизик Джозеф Силк, полученные точности оценок сделаны при некоторых довольно жестких априорных допущениях. В частности, важное априорное допущение — неизменность постоянной тонкой структуры. Если этого допущения не придерживаться, то появляются дополнительные степени свободы, особенно в определении барионной плотности.

Космологические модели не дают сведений о конкретной природе носителей темного вещества, но накладывают на свойства этих носителей некоторые ограничения. В частности, темное вещество должно быть холодным, т.е. частицы ТМ не должны двигаться быстро. Например, нейтрино, движущиеся со скоростью света, не подходят на роль носителей ТМ уже по этой причине. Только в холодном веществе возможен рост мелкомасштабных неоднородностей, зародышей будущих галактик и скоплений галактик (имеется в виду мелкомасштабность по сравнению со всей Вселенной). Как мы увидим далее, масса самых малых устойчивых структур в ТВ составляет десятки-сотни тысяч масс Солнца!

Астрофизиками выдвигаются разнообразные, часто весьма экзотические кандидаты в носители темного вещества. Гипотезы основаны на самых современных теориях из области физики элементарных частиц. Среди известных элементарных частиц, а их более трехсот, считая искусственно полученные на ускорителях, не нашлось подходящих на роль носителей ТВ. Выдвинуто около десятка различных гипотез о природе ТВ: начиная с возможности существования гипотетических частиц, существование которых следует из различного вида симметрии, до зеркального мира, где все частицы подобны нашим, но взаимодействуют с нашими частицами только гравитационным образом. Каждая из них требует, естественно, экспериментальной проверки. На проведение таких экспериментов тратятся значительные силы и средства, в том числе используются внеатмосферные аппараты. Хороший пример: российско-итальянский проект ПАМЕЛА. Однако пока что ни в одном из экспериментов ни одна из гипотез подтверждения не получила.

Итак, мы не знаем, что такое ТВ. Однако, имея представления о его общих свойствах (например, о том, что оно должно быть холодным, его носители не должны быть очень массивными и т.д.), можно построить довольно согласованную картину эволюции Вселенной, точнее, образования во Вселенной таких крупномасштабных структур, как скопления галактик и сами галактики.

На рис. 4 показана картина роста структур во Вселенной согласно самой современной компьютерной модели Bolshoi. Эта наиболее точная и всеобъемлющая на данный момент модель эволюции крупномасштабной структуры Вселенной создана астрономами из США, Германии и России под руководством профессора университета Нью-Мексико Анатолия Клы-пина. Модель рассчитана с помощью суперкомпьютера Pleiades, установленного в исследовательском центре НАСА им. Эймса.

Совершенно естественно заключить, что если темного вещества так много, то оно должно быть рядом. В Галактике и ее окрестностях оно было предметом многих исследований. По их результатам опубликованы тысячи научных работ. В целом можно суммировать так: ни в тонком, ни в толстом дисках, ни в балдже (центральном уплотнении Галактики) гравитационные проявления темного вещества не являются заметными. Темное вещество находится в обширном гало с характерной линейной шкалой -200 клс. Масса гало, как это следует из анализа кривой вращения Галактики и анализа движения шаровых скоплений, составляет ~2-1О12М0и, в любом случае, не превышает 6-1О12М0П. Нижний предел массы гало оценивается как 1,4-1О12М0. Аналогичную оценку нижнего предела дает метод, предложенный еще в 1959 г. Суть метода состоит в анализе кинематики движений, а по существу гравитационных воздействий нашей Галактики и галактики М31 (они являются наиболее крупными и массивными членами Местной группы) друг на друга.

Ученые задались вопросом о количестве ТВ в Солнце. Ответ вполне однозначен — относительная масса скрытого вещества в Солнце не может превосходить нескольких процентов ( Итак, плотность барионного вещества во Вселенной оценивается примерно в 4% от полной плотности. Такая оценка для выбранной космологической модели может быть сделана из анализа процесса первичного нуклеосинтеза, а также проверена по измерениям относительного содержания первичного дейтерия и водорода (те отношения D/H). Поскольку часть барионов сконцентрировалась в галактики, оценка в 4% является верхней для определения плотности межгалактического вещества. Но даже из этих 4% барионов наблюдается лишь небольшая часть. Удалось оценить распределение светящейся (наблюдаемой) массы во Вселенной и определить, что плотность наблюдаемого вещества во Вселенной составляет всего лишь 10—30% от общего количества барионов. Так что поиск пока скрытого от наблюдателей барионного вещества во Вселенной — одна из самых важных задач фундаментальной науки.

В ответ на этот вопрос наиболее часто предлагаются различные формы ненаблюдаемых объектов: звезды малой массы, черные дыры, тела с массами порядка планетных или кометных, небольшие газовые облачка и др. Согласно работам ряда авторов, барионное вещество во Вселенной может быть разделено на четыре фазы в соответствии с их плотностью и температурой. Конденсированная фаза — звезды и холодный газ в галактиках, это хорошо обнаружимая фаза. Горячая фаза — газ в скоплениях галактик — наблюдается по рентгеновскому излучению с температурой более 10 млн °С. Диффузная фаза — большинство структур, наблюдающихся в линии поглощения водорода 121,6 нм (линия Лайман-альфа) в спектрах далеких квазаров. Тепло-горячая фаза — газ, нагретый ударными процессами до температур от сотен тысяч до десятков миллионов градусов. Этот газ трудно обнаруживаемый по линиям поглощения вследствие высокой степени ионизации и из-за малой интенсивности излучения. Относительная доля указанных компонентов менялась в ходе эволюции Вселенной. Согласно этим данным, значительная доля темного барионного вещества может быть обнаружена в фазах 3 и 4 (рис. 6).

Согласно теории, значительная доля барионного вещества на малых z, т.е. в ближней Вселенной, находится в высокоионизованном состоянии. Это вещество нагрето до высоких температур — от сотен тысяч до десятков миллионов градусов. При таких температурах атомы теряют все или значительную часть своих электронов, так как вещество в этом состоянии способно испускать или поглощать только весьма энергичные кванты. Длина волны таких квантов лежит в недоступном при наблюдениях с Земли УФ-участке спектра. Для их наблюдения нужен инструмент, размещенный в космосе с тем, чтобы избежать влияния земной атмосферы, полностью поглощающей УФ-излучение.

Есть также свидетельства того, что много барионов может находиться в пустотах, т.е. не быть связанными с галактиками. В связи с этим чрезвычайно важны будущие возможности спектроскопии высокого разрешения в УФ-диапазоне с тем, чтобы уточнить массу барионного компонента Вселенной и его химический состав.

Еще одним подтверждением больших перспектив поиска барионов в межгалактической среде служит обнаружение в окрестностях Галактики большого числа поглощающих облаков высокоионизованного газа. Это было сделано по наблюдениям линий поглощения OVI в дальнем ультрафиолетовом участке спектра. С помощью космического аппарата FUSE были получены спектры 100 квазаров, в которых обнаружены линии OVI, ассоциируемые с объектами (облаками) в фазе 4 . Такие облака заполняют галактическую корону и пространство, занимаемое Местной группой галактик. Полная масса барионов в этих облаках оценивается при относительном содержании кислорода 0,1 от солнечного — в один триллион масс Солнца. Этого достаточно, чтобы объяснить значительную долю скрытой массы в гало нашей Галактики!

Астрономы имеют серьезные основания подозревать, что в пространстве между галактиками может быть много труднонаблюдаемых форм материи — много скрытой массы. Может быть, невидимые ореолы скрытой массы окружают даже отдельные галактики.

Одним из поводов для такого подозрения являются результаты измерений масс скоплений галактик. Измерения проводятся следующим образом.

Правильные скопления имеют симметричную форму, распределение галактик в них плавно спадает от центра к краю, и поэтому есть все основания считать, что скопления находятся в равновесном состояние когда энергия движений галактик уравновешена силой взаимного тяготения всех масс, входящих в скопление. В этом случае, как мы уже говорили в главе о способахизмерения масс, можно определить силу тяготения, а значит, и полную массу всех видов материи, входящих в скопление, ибо все они участвуют в создании поля тяготения.

Такое определение, выполненное, например,для скопления галактик в созвездии Волосы Вероники, приводит к значению 2*1015 масс Солнца.

Но можно определить массу скопления и другим путем. Для этого надо подсчитать полное число всех галактик, входящих в скопление, и помножить на массу средней галактики. Если так сделать, то получается масса раз в десять меньше, чем при определении первым способом.

Значит, в скоплении должна быть невидимая масса между галактиками, которая и создает дополнительное поле тяготения и учитывается в первом способе, но не входит в галактики и не учитывается во втором способе.

Подобные же результаты получаются и при исследовании других скоплений галактик.

Конечно, при применении обоих способов возможны неизбежные ошибки. Но вряд ли эти ошибки столь велики, что могут объяснить все расхождение в результатах. Тщательный анализ показывает, что “свалить” всю вину за получение парадоксально большой массы в скоплениях на подобные ошибки крайне трудно. Полученные выводы заставляют со всей серьезностью отнестись к поискам скрытой массы, причем не только в скоплениях галактик, но я между скоплениями. В какой форме может существовать скрытая масса? Может быть, это межгалактический газ? Ведь объем пространства между галактиками гораздо больше объема пространства, приходящегося на галактики! Поэтому межгалактический газ, концентрация которого хотя и много меньше, чём у газа внутри галактик, может в результате все же давать гигантские массы.

Подчеркнем, что межгалактический газ является не единственным кандидатом в скрытые массы. Эти массы могут быть обусловлены и другими видами материи. Такую возможность мы разберем далее. Теперь же вернемся к газу и посмотрим, как его можно обнаружить.

Прежде всего напомним, что газ во Вселенной в основном состоит из водорода. Следовательно, чтобы установить наличие газа в межгалактическом пространстве, надо искать водород. В зависимости от физических условий газ может быть в нейтральном и ионизованном со-стояниях.

Начнем с оценки возможного количества нейтрального водорода.

Если свет от далекого источника идет через газ о нейтральными атомами водорода, то происходит поглощение атомами излучения на определенных частотах. По атому поглощению можно пытаться обнаружить нейтральный водород на огромных просторах между скоплениями галактик. В качестве источников света используются далекие квазары. Предпринятые попытки показали, что межгалактического водорода в нейтральном состоянии крайне мало. По массе его, по крайней мере, в десятки тысяч раз меньше, чем светящегося вещества в галактиках.

Таким образом, межгалактический газ, если он и есть, должен быть ионизованным, а значит, и сильно нагретым. Как показывает анализ, для этого необходимы температуры больше миллиона градусов. Не следует удивляться, что, несмотря на такую температуру, этот газ практически невидим. Дело в том, что плотность его очень мала, газ прозрачен, излучает мало видимого света. Но все же эта ионизованная высокотемпературная плазма испускает достаточно много ультрафиолетового излучения и мягких рентгеновских лучей.

Горячий газ можно искать по ультрафиолетовому излучению. Есть и другие способы поисков горячего газа между скоплениями.

Однако все методы оказались не очень чувствительны. Горячий газ между скоплениями галактики до сих пор не обнаружен. Вопрос о количестве такого газа, о том, больше ли его усредненная плотность, чем усредненная плотность вещества, входящего в галактики, остается открытым.

Обратимся теперь к газу в скоплениях галактик. Радионаблюдения показывают, что нейтрального водорода в скоплениях ничтожно мало. Однако с помощью рентгеновских телескопов, установленных на спутниках, был обнаружен горячий ионизованный газ в богатых скоплениях галактик. Оказалось, что этот газ нагрет до температуры в миллион градусов. Его полная масса может доходить до 1013 масс Солнца. Число внушительное, но мы видели выше, что полная масса скопления в созвездии Девы гораздо больше — превышает 1015 масс Солнца. Таким образом, наличие горячего газа в скоплениях никак не исчерпывает проблемы скрытой массы.

Несколько лет назад у этой пресловутой проблемы выявился еще один аспект.

В последнее время появляется все больше сторонников идеи о том, что галактики могут быть окружены огромными массивными коронами слабо светящихся объектов, которые по их свечению обнаружить крайне трудно. Это могут быть, например, звезды низкой светимости. Масса короны должна влиять на движение карликовых галактик — спутников основной галактики. Именно по этому влиянию и пытаются обнаружить в настоящее время короны галактик. Возможно, что учет этих корон существенно изменит оценку масс галактик в скоплениях и решит проблему скрытой массы. Однако в настоящее время вопрос о коронах галактик еще не решен.

Нам остается еще разобрать вопрос об экзотических кандидатах на роль скрытой массы, таких, как нейтрино, гравитационные волны, а также другие виды материи. К подобным экзотическим возможностям мы вернемся в главе “Нейтринная Вселенная”.

Пока же подведем итог.

Общая масса светящейся материи недостаточна, чтобы ее тяготение затормозило расширение Вселенной и обратило его в сжатие. О скрытой массе мы пока знаем слишком мало. Если она и есть, то ее примерно столько, чтобы сделать общую плотность материи во Вселенной равной критической, может быть, чуть больше.

Вероятнее всего, нашей Вселенной предстоит расширение неограниченное или очень большое время в будущем.

Новиков И.Д.

Идея скрытой массы, состоящая в том, что мы живем во Вселенной, в которой доминирует ненаблюдаемая нами материя, природа которой по большей части неясна и, может быть, весьма необычна, большинством астрономов воспринимается как нечто не очень понятное, но бесспорно установленное. Поскольку в литературе используются различные и не всегда согласующиеся определения этой ненаблюдаемой материи и её компонентов, мы будем использовать здесь наиболее логичное с нашей точки зрения определение:

Скрытой массой называют ненаблюдаемое вещество, существование которого во Вселенной проявляется в гравитационных воздействиях.

Составляющие скрытой массы:

Тёмное вещество (неизвестной природы, dark matter)
Барионное тёмное вещество (baryonic dark matter)

Физики и астрономы обсуждают очень широкий набор возможностей для объяснения физической природы носителей скрытой массы – от элементарных частиц до звезд-карликов и черных дыр. Массы кандидатов на эту роль различаются более чем на 70 порядков величины, т.е. на множитель 1000………000 (число с семьюдесятью нулями)! Как мы увидим далее, гипотетическое темноё вещество начинает проявлять себя только на больших масштабах расстояний, сравнимых или превышающих размеры Галактики. Барионное же вещество – это то самое обычное вещество, из которого состоим и мы сами и окружающий нас мир. Природа и многие свойства его изучены, в частности (если говорить об астрономических объектах), методами наблюдения. Мы наблюдаем это вещество с помощью разнообразных инструментов – прежде всего телескопов наземного и космического базирования, но всё же его значительная доля пока ещё скрыта от нас. Именно эту долю и называют барионное тёмное вещество.

В этой заметке кратко рассказывается о состоянии проблемы скрытой массы, о наметившихся в последние годы изменениях в подходе к её решению, по крайней мере, на масштабах нашей Галактики и ее окрестностей. Особо подчеркивается роль внеатмосферных обсерваторий ультрафиолетового диапазона в обнаружении и раскрытии свойств пока еще скрытого от нас барионного вещества во Вселенной.

Наблюдательные свидетельства существования скрытой массы

Наиболее убедительными свидетельствами существования скрытой массы считаются:

наблюдения скоплений галактик;
кривые вращения (дисковых) галактик;
наблюдения рентгеновского излучения из галактик и их скоплений;
эксперименты по микролинзированию.

Рис.1. Кривая вращения галактики NGC~3198, полученная по наблюдениям нейтрального водорода на 21 см (нижняя панель). Она разложена на три составляющие: диск- ожидаемая кривая вращения модели галактики, у которой распределение звёзд по радиусу соответствует ( пропорционально) распределению яркости (верхняя панель); газ - вклад газового компонента; гало – вклад ненаблюдаемого компонента - темного гало.

Рис.2. Скопление галактик MACSJ1423.8+2404. Оптическое изображение (дано голубоватым цветом) получено Эбелингом на телескопе Subaru. Рентгеновское (красный цвет) – получено Алленом и др. на космическом рентгеновском телескопе Chandra

Такая ситуация, т.е. существование обширного и слабо концентрированного к центру массивного гало, характерна практически для всех спиральных галактик, для которых удалось пронаблюдать периферийные области (состоящие из нейтрального водорода). Похожая картина наблюдается и для карликовых неправильных галактик и галактик с низкой поверхностной яркостью, хотя для последних степень концентрации темного вещества к центру может быть ещё более низкой.

Интересно, что согласно последним данным, наблюдения кривых вращения не самых массивных эллиптических галактик не дают убедительных свидетельств существования в них тёмных гало.

Скрытая масса несомненно присутствует в гигантских эллиптических галактиках а также в богатых скоплениях галактик. Важнейшим инструментом для изучения скрытой массы в этих объектах считаются наблюдения горячего газа, излучающего в рентгеновском диапазоне (см. рис. 2). Как показывают результаты работ многих исследователей (см., например, обзор Циклон-2А), во внутренних областях гигантских эллиптических галактик превалирует обычное (барионное) вещество, но на периферии уже доминирует тёмное вещество.

Рис.3. Усиление блеска звезды BUL_SC3 91382 вследствие микролинзирования (из банка данных эксперимента OGLE)

Точность этих оценок считается довольно высокой (не хуже нескольких процентов - см., например, Циклон-3). Однако для критически, то есть правильно настроенного исследователя главный вопрос – насколько значения этих величин (их ошибок определения) можно считать модельно независимыми? Не обсуждая здесь этот момент, отметим, что как подчеркивает Силк Зенит-2, полученные точности оценок сделаны при некоторых довольно жестких априорных допущениях. В частности, важное априорное допущение – неизменность постоянной тонкой структуры. Если этого допущения не придерживаться, то появляются дополнительные степени свободы, особенно в определении барионной плотности.

Космологические модели не дают сведений о конкретной природе носителей темного вещества, но накладывают на свойства этих носителей некоторые ограничения. Например, тёмное вещество должно быть холодным. Только в таком веществе возможен рост мелкомасштабных неоднородностей, зародышей будущих галактик и скоплений галактик. Здесь имеется в виду мелкомасштабность по сравнению со всей Вселенной. Масса самых малых структур составляет миллионы масс Солнца!.

Выдвигались и выдвигаются разнообразные, часто весьма экзотические кандидаты в носители темного вещества. Гипотезы основаны на самых современных теориях из области физики элементарных частиц. Каждая из них требует, естественно, экспериментальной проверки. На проведение таких экспериментов тратятся значительные силы и средства, в том числе используются внеатмосферные аппараты. Хороший пример – российско-итальянский проект ПАМЕЛА. Однако пока что ни в одном из экспериментов ни одна из гипотез подтверждения не получила.

Итак, согласно принятым космологическим теориям, большую часть гравитирующего вещества во Вселенной составляет темное вещество.

Скрытая масса в Галактике и окрестностях: темное вещество?

Темное вещество в Галактике и в ее окрестностях было предметом многих исследований. По их результатам опубликованы тысячи научных работ. В целом их можно суммировать так:

Ни в отдельных звёздах, ни в тонком, ни в толстом дисках, ни в балдже (центральном уплотнении) гравитационные проявления темного вещества не являются заметными. Темное вещество в галактиках, по-видимому, находится в обширном гало с характерной линейной шкалой примерно 200 килопарсек Союз-У.

Масса гало, как это следует из анализа кривой вращения Галактики и анализа движения шаровых скоплений, составляет примерно 2 триллиона масс Солнца. Это почти в 10 раз превосходит суммарную массу наблюдаемого нами галактического вещества.

Весьма важным вопросом остается выяснение параметров распределения темного вещества. Согласно результатам моделирования образования и эволюции (скоплений) галактик, наиболее важным процессом, предшествующим образованию протогалактик, является рост изначальных флуктуаций распределения плотности, обусловленной главным образом существованием холодного темного вещества (CDM – Cold Dark Matter). Процесс роста флуктуаций описывают как скучивание (кластеризацию) темного вещества. Кластеризация приводит к образованию ячеистой структуры со сгущениями в узлах. Эти сгущения называются гало темного вещества (dark matter halo или просто dark halo). Они массивные, в тысячи раз массивнее нашей Галактики и гравитационно управляют структуризацией барионного вещества (газа), которое скапливается во внутренних областях этих гало. Из этого газа и образуются впоследствии скопления галактик.

Согласно результатам моделирования, гало темного вещества не обязательно сферичны. Их характерная сплюснутость (отношение малой и большой осей) ~0.5. Такая оценка делается на основе анализа распределения горячего рентгеновского газа в эллиптических галактиках, анализа орбит захваченных галактиками маломассивных спутников и определения толщины газового диска.

Барионное вещество во Вселенной

Итак, плотность барионного вещества во Вселенной оценивается примерно в 4% от полной плотности. Такая оценка для выбранной космологической модели может быть сделана из анализа процесса первичного нуклеосинтеза, а также проверена по измерениям относительного содержания первичного дейтерия и водорода (т.е отношения D/H). Поскольку часть барионов сконцентрировалась в галактики, оценка 4% является верхней для определения плотности межгалактического вещества.

Но даже из этих 4% барионов наблюдается лишь небольшая доля. В работе Космос-1 Carr оценил распределение светящейся (т.е. наблюдаемой) массы во Вселенной и получил, что плотность наблюдаемого вещества во Вселенной составляет всего лишь 10 – 30% от общего количества барионов. Поиск пока скрытого от наблюдателей барионного вещества во Вселенной – одна из самых важных задач фундаментальной науки.

Где искать темное барионное вещество?

Естественно, что исследователей будоражит вопрос – где и в какой форме существует темное барионное вещество? В ответ на этот вопрос наиболее часто предлагаются различные формы ненаблюдаемых объектов: звезды малой массы, чёрные дыры, тела с массами порядка планетных или кометных, небольшие газовые облачка и т.д.

Согласно работам ряда авторов (см., например, Спутник) барионное вещество во Вселенной может быть разделено на четыре фазы в соответствии с их плотностью и температурой.

Горячая фаза – газ в скоплениях галактик. Наблюдается по рентгеновскому излучению с температурой более 10 миллионов градусов.

Диффузная фаза – большинство структур, наблюдающихся в линии поглощения водорода 121,6 нм (линия Лайман-альфа) в спектрах далеких квазаров.

Тепло-горячая (warm-hot) фаза – газ, нагретый ударными процессами до температур от сотен тысяч до десятков миллионов градусов. Этот газ трудно обнаружим по линиям поглощения вследствие высокой степени ионизации и из-за малой интенсивности излучения.

Относительная доля этих компонентов менялась в ходе эволюции Вселенной (см. рис. 5). Согласно этим данным, значительная доля темного барионного вещества может быть обнаружена именно в фазах 3 и 4.

Рис.5. Относительный вклад фаз барионного вещества в процесс космологической эволюции.

Таким образом, космический УФ-телескоп позволяет существенно увеличить эффективность решения задачи поиска темного барионного вещества в диффузной фазе.

Согласно теории значительная доля барионного вещества на малых z, т.е. в ближней Вселенной находится в высокоионизованном состоянии (см., например, работу [9]). Это вещество нагрето до высоких температур - от сотен тысяч до десятков миллионов градусов. При таких температурах атомы теряют все или значительную часть своих электронов. Согласно атомной теории вещество в этом состоянии способно испускать или поглощать только весьма энергичные кванты. Длина волны таких квантов лежит в недоступном при наблюдениях с Земли ультрафиолетовом (УФ) участке спектра. Хорошим индикатором присутствия такого вещества могут служить линии поглощения OVI (т.е. пятикратно ионизованного кислорода). Для их наблюдения нужен инструмент, размещенный в космосе, с тем, чтобы избежать влияния земной атмосферы, полностью поглощающей УФ-излучение. Такие наблюдения проведены в направлении квазара QSOH1821+643 Спутник-3. Использован спектрограф STIS, установленный на обсерватории Космический телескоп Хаббла. Обнаружены четыре системы линий поглощения OVI, одна из которых показана на рис.6. Обнаружение в межгалактической среде кислорода означает, что там присутствуют и гораздо более распространённые элементы – в частности водород и гелий. Их количество можно оценить. Есть разумные оценки того, что этого вещества в высокоионизованном состоянии очень много.

Рис. 6. Участок спектра квазара QSO H1821+643. Хорошо видны линии поглощения OVI (пятикратно ионизованного кислорода).

Есть также свидетельства того, что много барионов может находиться в пустотах, то есть не быть связанными с галактиками. В связи с этим чрезвычайно важны будущие возможности спектроскопии высокого разрешения в УФ-диапазоне с тем, чтобы уточнить массу барионного компонента Вселенной и его химический состав.

Еще одним прекрасным подтверждением больших перспектив поиска барионов в межгалактической среде служит обнаружение в окрестностях Галактики большого числа поглощающих облаков высокоионизованного газа. Это было сделано по наблюдениям линий поглощения OVI в дальнем ультрафиолетовом участке спектра. С помощью космического аппарата FUSE были получены спектры 100 квазаров, в которых обнаружены линии OVI, ассоциируемые с объектами (облаками) в фазе 4 (см. рис.7) . Такие облака заполняют галактическую корону и пространство, занимаемое Местной группой галактик. Полная масса барионов в этих облаках оценивается при относительном содержании кислорода 0.1 от солнечного в один триллион масс Солнца Луна. Этого достаточно, чтобы объяснить значительную долю скрытой массы в гало нашей Галактики!

Рис. 7. Карта облаков высокоионизованного кислорода в окрестностях нашей Галактики, полученная на аппарате FUSE. Направления наблюдений показаны кружками, причем размер кружка соответствует величине поглощения (т.е. количеству ионов OVI на луче зрения).

Таким образом, наблюдения с помощью относительно небольшого космического телескопа FUSE привели к удивительному результату, противоречащему сложившимся представлениям - оказывается, значительную долю скрытой массы в окрестностях Галактики можно объяснить присутствием плохо обнаружимого, но весьма распространенного тепло-горячего компонента барионной составляющей Вселенной!

Б.М. Шустов, доктор физико-математических наук

Институт астрономии РАН, г. Москва

Ссылки

Shustov B. Galaxies and the intergalactic medium: evolutionary interrelations // Odessa Astron. Publ. 2002 Vol. 15

Silk J. Dark Matter and Galaxy Formation: Challenges for the Next Decade // eprint arXiv: astro-ph/0412297

Wilkinson M. Evans N. The present and future mass of the Milky Way halo // MNRAS, 1999, Vol. 310, P. 645

Stocke J.T., Shull J.M., Penton S.V. The Baryon Content of the Local Intergalactic Medium// eprint arXiv: astro-ph/0407352

Nicastro F. et al. The far-ultraviolet signature of the `missing` baryons in the Local Group of galaxies // Nature 2003 Vol. 421. P. 719

Общая проблема скрытой массы состоит из двух частей:

астрофизической, то есть противоречия наблюдаемой массы гравитационно связанных объектов и их систем, таких, как галактики и их скопления, с их наблюдаемыми параметрами, определяемыми гравитационными эффектами;
космологической — противоречия наблюдаемых космологических параметров полученной по астрофизическим данным средней плотности Вселенной.

Содержание

Наблюдаемые данные гравитационных эффектов скрытой массы

Скрытая масса и вращение галактик

Рис. 1 Кривые дифференциального вращения галактик: отклонение от кеплеровского закона вращения объясняются, предположительно, наличием скрытой массы

Дифференциальные скорости вращения галактик (то есть зависимость скорости вращения галактических объектов от расстояния до центра галактики) определяются распределением массы в данной галактике и для сферического объёма с радиусом , в котором заключена масса , задаются соотношением

$v(r) = \sqrt <<<GM(r)></p> <p> \over r>>$
,

т. е. за пределами объёма , в котором сосредоточена основная масса галактики скорость вращения >" width="" height="" />
. Однако для многих спиральных галактик скорость остаётся почти постоянной на весьма значительном удалении от центра (20—25 килопарсек), что противоречит быстрому убыванию плотности наблюдаемой материи от центра галактик к их периферии (см. Рис. 1).

$\! v(r)$

Таким образом, для объяснения наблюдаемых значений необходимо допустить существование ненаблюдаемой (несветящейся) материи, простирающейся на расстояния, превышающие в десятки раз видимые границы галактик и с массой, на порядок выше совокупной массы наблюдаемой светящейся материи галактики (гало галактик).

Современная стандартная космологическая модель ведёт к заключению, что видимые массы барионного вещества в галактиках существенно ниже, чем предсказываемые. В последнее время появились результаты, которые свидетельствуют, что эта недостающая барионная масса может быть сосредоточена в гало галактик в виде горячего межгалактического газа с температурой от 1 000 000 до 2 500 000 К. [1] [2]

Масса скоплений галактик: проблема Цвикки

Рис. 2 Скопления галактик Abell 2390 (сверху) и MS2137.3-2353 в рентгеновском спектре (слева, излучает горячий межгалактический газ) и оптическом (справа, псевдоцвета), дуги — эффект гравитационного линзирования фона.
Совокупная наблюдаемая масса составляет порядка 13 % от расчётной ([1]).

Масса скоплений галактик: горячий межгалактический газ

С развитием рентгеновской астрономии в скоплениях галактик было обнаружено рентгеновское излучение горячего (разогретого до температур порядка 10 6 K) газа, заполняющего межгалактическую среду, — то есть была обнаружена часть скрытой массы таких скоплений. Однако суммирование наблюдаемых масс такого газа с наблюдаемыми массами галактик скопления не дало массы, достаточной ни для удержания галактик, ни для удержания газа в скоплениях.

Гравитационное линзирование фона галактиками и их скоплениями

Одним из косвенных методов оценки массы галактик является гравитационное линзирование ими фоновых (расположенных на линии наблюдения за ними) объектов. В данном случае эффект гравитационного линзирования может проявляться в виде искажения изображения фонового объекта, либо появлении его многократных мнимых изображений. Решение обратной задачи, то есть расчёт гравитационного поля, необходимого для получения таких изображений, позволяет оценить массу гравитационной линзы — скопления галактик. И в этом случае расчётные значения значительно превосходят наблюдаемые (см. Рис. 2).

Природа и состав скрытой массы

Кроме прямых наблюдений гравитационных эффектов скрытой массы существует ряд объектов, прямое наблюдение которых затруднено, но которые могут вносить вклад в состав скрытой массы. В настоящее время рассматриваются объекты барионной и небарионной природы: если к первым относятся достаточно хорошо известные астрономические объекты, то в качестве кандидатов во вторые рассматриваются страпельки и гипотетические элементарные частицы, следующие из классической квантовой хромодинамики (аксионы) и суперсимметричных расширений квантовых теорий поля.

Массивные объекты гало галактик

Для объяснения отклонения скоростей вращений галактических объектов от кеплеровских следует предположить наличие массивного тёмного гало галактик. К массивным объектам гало галактик (Massive Astrophysical Compact Halo Objects, MACHO) относятся слабоизлучающие компактные объекты, в первую очередь маломассивные звёзды — коричневые карлики, субзвёзды или очень массивные юпитероподобные планеты, масса которых недостаточна для инициирования термоядерных реакций в их недрах, остывшие белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры.

Межгалактический газ: Лайман-альфа лес

Небарионная тёмная материя

По современным представлениям, только около 4,4 % массы Вселенной составляет обычная барионная материя. Приблизительно 23 % приходится на небарионную тёмную материю, не участвующую в сильном и электромагнитном взаимодействии. Она наблюдается только в гравитационных эффектах.

В зависимости от скорости частиц различают горячую и холодную тёмную материю. Горячая тёмная материя состоит из частиц, движущихся с околосветовыми скоростями, по-видимому, из нейтрино.

Горячей тёмной материи недостаточно, по современным представлениям, для формирования галактик. Исследование структуры реликтового излучения показало, что существовали очень мелкие флуктуации плотности вещества. Быстро движущаяся горячая тёмная материя не могла бы сформировать такую тонкую структуру.

В качестве кандидатов на роль холодной тёмной материи выступают слабо взаимодействующие массивные частицы (Weakly Interactive Massive Particles, WIMP), такие как аксионы и суперсимметричные партнёры-фермионы лёгких бозонов — фотино, гравитино и др.

Впервые предположение о существовании материи, взаимодействующей с обычным веществом только через гравитацию, было высказано в начале XX века в связи с аномальной прецессией перигелия Меркурия. Однако эта проблема была решена уже в 1916 году Альбертом Эйнштейном благодаря его Общей теории относительности, внёсшей в ньютоновскую теорию гравитации соответствующую поправку на орбитальные движения, исчерпывающе объясняющую наблюдаемое явление, что послужило и первым подтверждением ОТО.

Также предпринимаются попытки объяснить кривые вращения галактик изменением законов гравитационного взаимодействия на больши́х масштабах (в частности, модифицированная ньютоновская динамика — MOND), однако предсказываемые в рамках MOND профили плотности и температуры горячего газа в скоплениях галактик сильно расходятся с наблюдаемыми [4] .

Скрытая масса и космологические параметры, проблема тёмной энергии

Одной из основных проблем космологии является вопрос о средней кривизне пространства и темпе расширения Вселенной. Если кривизна пространства нулевая или отрицательная, то расширение Вселенной происходит неограниченно (плоская и открытая модели Вселенной); если кривизна положительна, то расширение Вселенной должно смениться сжатием (закрытая модель Вселенной). В свою очередь, в рамках общей теории относительности (ОТО), средняя кривизна пространства Вселенной зависит от её средней плотности, нулевой кривизне соответствует критическая плотность " width="" height="" />
~ 10 −29 г/см³, что эквивалентно примерно 5 атомам водорода на м³. Однако, несмотря на то, что наблюдаемое значение средней плотности светящейся материи " width="" height="" />
составляет порядка 1 % от критической, данные наблюдений свидетельствуют о том, что кривизна Вселенной близка к нулю, т. е. довольно близко к " width="" height="" />

$\Lambda$

В 1917 г. Эйнштейн для обеспечения стационарности (независимости от времени) космологической модели ОТО ввёл космологическую постоянную , действующую в больших масштабах как сила отталкивания, однако в 1922 г. Фридман опубликовал работу по космологической модели нестационарной расширяющейся Вселенной, в которой космологическая постоянная была равна нулю. После открытия Хабблом красного смещения, т. е. космологического расширения, основания для введения космологической постоянной отпали, и сам Эйнштейн в разговоре с Гамовым назвал идею космологической постоянной своим самым большим промахом (англ. biggest blunder ) в науке.

Вместе с тем, наблюдения сверхновых типа Ia, проведённые в 1998 г. в рамках Supernova Cosmology Project показали, что постоянная Хаббла меняется со временем таким образом, что её поведение можно объяснить соответствующим подбором величины космологической постоянной , вносящей вклад " width="" height="" />
в среднюю плотность . Эта часть скрытой массы получила название тёмной энергии (англ. dark energy ).

Читайте также: