Сергей Парновский - Как работает Вселенная - Введение в современную космологию

Кроме того, полная плотность нашей Вселенной близка к критической плотности, равной 9,31×10–27 кг/м3, что соответствует плотности энергии 1 эрг на 100 м3. Отклонение полной плотности от критической составляет по результатам пяти лет наблюдения WMAP, дополненным другими данными. Заметим, что такое маленькое значение убедительно свидетельствует в пользу теории инфляции. Таким образом, умножив критическую плотность на процент темной материи во Вселенной, можно получить ее среднюю массовую плотность. Аналогично можно рассчитать среднюю плотность обычной материи и темной энергии.

Далее мы подробнее расскажем, на основании чего были сделаны выводы о том, что в картину мироздания необходимо добавить темную материю и темную энергию. И начнем с темной материи, поскольку о ней известно все-таки немного больше, чем о темной энергии.

Пора наконец объяснить, что понимается под термином «темная материя». Начнем с того, что перечислим основные свойства темной материи, известные в настоящее время:

• темная материя взаимодействует с обычной гравитационно, т. е. притягивает ее;

• возможно, она участвует также в слабом взаимодействии с обычной материей, но это лишь предположение;

• она не участвует в электромагнитном взаимодействии, поэтому не обладает зарядом, не способна поляризоваться, не взаимодействует с электромагнитными полями и прозрачна для света и радиоволн, что означает, что она невидима;

• она не участвует в сильном взаимодействии, поэтому не накапливается в атомных ядрах;

• темной материи во Вселенной в пять раз больше обычной;

• все галактики окружены гало из темной материи;

• скорость темной материи намного меньше скорости света. Такую темную материю называют холодной;

• мы не знаем, что это такое, но уверены, что она не состоит из барионов, образующих обычную (барионную) материю.

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.