Шрифт:
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] .
22
Годы войны оставили почти незамеченными еще несколько замечательных, сильно опередивших свое время, работ. Например, в 1941 году шведский астроном Эрик Хольмберг впервые смоделировал процесс взаимодействия двух галактик, на два-три десятилетия предвосхитив некоторые результаты, полученные позднее с помощью компьютеров. В своей работе Хольмберг воспользовался тем, что освещенность, как и гравитация, уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния. Это позволило Хольмбергу представить каждую из двух галактик в виде круга из 37 лампочек, а неоднородности гравитационного поля, в соответствии с которыми перемещались звезды (лампочки), измерялись им с помощью фотоэлемента!
Осталась незамеченной и работа американца Карла Сейферта, описавшего в 1943 году несколько галактик с сильными эмиссионными линиями в ядрах. Сейчас такие объекты называют галактиками Сейферта и они являются представителями интенсивно изучаемого класса галактик с активными ядрами, к которому принадлежат, кстати, и знаменитые квазары.
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 ( = 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.
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: = 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!
Рис. 32. Наблюдаемая кривая вращения спиральной галактики NGC 3198 (штриховая линия). Две нижние непрерывные линии — кривые вращения звездного диска галактики и темного гало (ван Албада и др. 1985), Вдоль горизонтальной оси отложено расстояние до центра галактики в килопарсеках, вдоль вертикальной — скорость вращения в км/с.