Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени - от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Затем, уже в 1970-е гг., появился ряд работ разных авторов (Вера Рубин (Vera Rubin) и др.) по исследованию скоростей вращения галактик (задолго до этого, еще в 1930-е гг., анализ вращения туманности Андромеды указывал на наличие дополнительной массы, но астрономы полагали, что все можно объяснить слабыми звездами, газом и пылью, а затем эти исследования были продолжены в 1950-е гг.). Оказалось, что даже на окраинах галактик звезды имеют большие скорости, как будто их движением управляет большая масса, «размазанная» по галактике. В середине 1970-х гг. благодаря работам Яана Эйнасто с соавторами, а также Джереми Острайкера (Jeremiah Ostriker) и его коллег стало ясно, что галактики в самом деле обладают массивными гало, превосходящими по размеру и массе их видимые («звездные») размеры.

Современная история темного вещества начинается с работы Цвикки в 1933 г.

В настоящее время кроме данных по вращению галактик и скоростям галактик в скоплениях существуют и другие подтверждения существования темного вещества: динамика пар и групп галактик, наблюдение горячего газа в скоплениях и так называемое слабое гравитационное линзирование. Помимо этого данные по росту крупномасштабной структуры Вселенной и по реликтовому излучению также свидетельствуют в пользу наличия массы вещества, примерно в пять раз превышающей массу барионов.

В 1970-е гг. было обнаружено, что для объяснения параметров вращения галактик нужна дополнительная масса.

Одним из лучших наблюдательных примеров, подтверждающих присутствие темного вещества, является скопление Пуля (Bullet cluster). Это два столкнувшихся скопления галактик, которые прошли сквозь друг друга. Горячий газ, покинувший скопления в результате столкновения, оказался между ними и наблюдается в рентгеновском диапазоне. В то же время наблюдения гравитационного линзирования показывают, что скопления по-прежнему обладают большой распределенной массой, которую нельзя объяснить звездами или газом в галактиках.

Темное вещество не может быть барионным.

В конце 1960-х – начале 1970-х гг. исследования первичного нуклеосинтеза, проведенные Робертом Вагонером (Robert Wagoner), Хубером Ривзом (Hubert Reeves) и их коллегами, показали, что количество синтезированного гелия, дейтерия и лития очень сильно зависит от плотности барионов, которая не может превышать 10 % от критического значения (соответствующего плоской Вселенной). Согласно этим расчетам, современное количество барионов не позволяет объяснить массивные гало галактик или «лишнюю» массу в скоплениях. Так начала формироваться концепция небарионной темной материи.

Рост флуктуаций плотности темного вещества привел к образованию галактик и их скоплений.

Первыми кандидатами в частицы темного вещества были нейтрино. До 1990-х гг. не удавалось достаточно точно оценить массы этих частиц, а мы знаем, что Вселенная заполнена реликтовыми нейтрино (в каждом кубическом сантиметре их более сотни). Однако в итоге выяснилось, что нейтрино вносят лишь очень небольшой вклад в темное вещество из-за своей низкой массы, а также из-за слабой способности к скучиванию (т. е. к образованию областей более высокой плотности, таких как гало галактик). Теоретикам потребовалось предложить кандидатов с необходимыми свойствами.

Темное вещество сыграло большую роль в истории Вселенной. Дело в том, что до эпохи рекомбинации (см. раздел 11.8 «Ранняя Вселенная») возмущения плотности в обычном веществе не могли эффективно расти. Начав с неоднородностей на уровне 0,00001 (что наблюдается по реликтовому излучению), области повышенной плотности не успели бы превратиться в галактики и их скопления к нашему времени. Положение спасло темное вещество: неоднородности в распределении этой составляющей Вселенной могли начать расти под действием гравитации гораздо раньше. Именно по этой причине стало возможным появление первых звезд, которые произвели тяжелые элементы. Если бы в нашей Вселенной не было бы темного вещества, темная энергия успела бы растащить барионное вещество до того, как оно начало складываться в галактики.

Частицы темного вещества слишком слабо взаимодействуют друг с другом, и это не позволяет ему образовывать очень компактные структуры, такие как звезды и галактики. Темное вещество может быть распределено только в виде достаточно рыхлых структур, зато его много, поэтому оно «указывает» барионному веществу, куда двигаться. А затем барионное вещество может формировать плотные объекты внутри облаков темного вещества (во внутренних частях и дисках галактик уже барионное вещество «управляет» движением темной материи, поскольку в этих областях превосходит его по массе).