Сергей Парновский - Как работает Вселенная - Введение в современную космологию

Понятно, что если значение Υ существенно больше, чем у типичного объекта того же типа, такой объект должен содержать большое количество темной материи. Хотя по этому параметру невозможно понять, идет ли речь о барионной или небарионной темной материи. В качестве примера такого объекта вновь рассмотрим скопление галактик в созвездии Волосы Вероники, в котором Цвикки и обнаружил темную материю. Для него отношение массы к светимости Υдоходит до 400. Высокие значения этой величины часто встречаются у карликовых сферических галактик, например в галактике в созвездии Дракона Υ = (330 ± 125) Υ☉. Активное скопление AC 114 имеет еще более низкую удельную светимость: Υ = (700 ± 100) Υ☉. Особым случаем является открытая в 2006 г. карликовая дисковая галактика Segue 1 в созвездии Льва, барионная масса которой составляет всего 1000 масс Солнца, а светимость – 300 светимостей Солнца. Для нее отношение массы темной материи к массе барионной материи оценивается от 200 до 2000 и даже 2500. Такой разброс в оценках связан с тем, что непонятно, вращается ли эта галактика.

Еще более интересна открытая годом ранее галактика VIRGOHI21, находящаяся в созвездии Девы на расстоянии 50 млн св. лет, практически полностью состоящая из темной материи. Она является первой из так называемых темных галактик. Для нее отношение массы к светимости составляет около 500. Она была открыта по наблюдениям в линии нейтрального водорода с длиной волны 21 см, причем ширина линии указывала на большую скорость вращения и, соответственно, большую массу 1010–1011 M☉. Общая масса водорода в этой галактике существенно меньше и равна 2×108 M☉. Снимки этого участка неба в оптическом диапазоне не показывали ничего – даже специальные наблюдения космического телескопа «Хаббл» позволили обнаружить всего несколько сотен звезд.

Как видим, галактиками с наибольшими отношениями массы к светимости являются либо карликовые, либо темные галактики. И те и другие трудны для обнаружения, и нам известно гораздо меньше таких галактик по сравнению с нормальными галактиками. Тем не менее своим присутствием они увеличивают отношение массы к светимости Вселенной, которое сейчас оценивается в 100 Υ☉.

Но темные галактики оказались не единственным неожиданным подтверждением существования темной материи. В 2002 г. группа американских астрономов под руководством Максима Маркевича обнаружила, что одно из наиболее горячих скоплений галактик 1E 0657-56 на самом деле представляет собой результат столкновения двух скоплений галактик. Этот объект получил название «Пуля» (Bullet). При столкновении звезды и темная материя прошли сквозь друг друга, а горячий газ в результате столкновения потерял скорость и остался посредине. При этом температуры газа в двух скоплениях составляли 70 и 100 млн градусов, а относительная скорость – около 2700 км/с. В 2004 г. те же самые астрономы, исследуя это скопление, получили ограничения на сечение взаимодействия темной материи и восстановили распределение плотности материи по эффекту слабого гравитационного линзирования, о котором мы расскажем немного позже. Это показано на рис. 4.5, где цветом изображена температура, полученная по наблюдениям в рентгеновском диапазоне, а линиями – уровни плотности. Нетрудно заметить, что области максимальной плотности и максимальной температуры пространственно разделены. К 2006 г. был промоделирован процесс столкновения двух скоплений, приводящий к наблюдаемой картине распределения как плотности материи в целом, так и горячего газа – источника рентгеновского излучения. Модель подтвердила существование темной материи на доверительном уровне 8σ [72] Доверительный уровень 8σ означает, что вероятность того, что нет никакой темной материи и наблюдаемые распределения были вызваны случайными флуктуациями, равна вероятности события, когда Земля столкнется с другой планетой в любой заранее выбранный день (но это предположительно произошло один раз). . Анимированный видеоролик с результатами моделирования можно посмотреть на сайте космической рентгеновской обсерватории Chandra [73] http://chandra.harvard.edu/photo/ 2006/1e0657/1e0657_bullett_anim_lg.mpg. , на основании данных которой и было сделано это открытие. Впоследствии аналогичный результат был получен для другого скопления – MACS J0025.4-1222.