Виктор де Касто - Pro темную материю

И тут мы говорим о втором классе. Этот класс объектов подсказан теорией образования Вселенной, которую принимает большинство ученых (то есть теорией Большого взрыва), в соответствии с которой на ранних стадиях образования Вселенной появились очень слабо взаимодействующие элементарные частицы с неравной нулю массой покоя, которые получили название вимпы, или СВМ-частицы. Слово происходит от английского сокращения WIMP, или Weakly Interacting Massive Particles, то есть «слабо взаимодействующие массивные частицы». К этому классу относятся нейтрино и нейтралино, массивные гипотетические слабовзаимодействующие частицы. Но могут быть и другие кандидаты на роль темной материи – легкие слабовзаимодействующие частицы, или виспы (Weakly Interacting Slim Particles, WISP). Наибольшее внимание уделяется гипотетическим маломассивным частицам аксионам. Также говорят про частицы, существование которых следует из теории суперсимметрии (между бозонами и фермионами, то есть у каждого бозона должен быть партнер-фермион, и наоборот), гипотетические сверхтяжелые частицы, и, наконец, самовзаимодействующее вещество. Вспоминаются фотино, гравитино и ряд других. Есть и другие версии темной материи, например, сверхтяжелые реликтовые частицы, реликтовые черные дыры, суперпартнеры аксионов (аксино) и «зеркальная материя».

Предположительно, значительная часть всех этих частиц расположена в обширных галактических гало. Какой из этих «кандидатов» доминирует в наблюдаемой области Вселенной, какие просто присутствуют? Эти вопросы должны решаться с помощью разработки соответствующих теоретических моделей и систематических астрономических наблюдений. Например, вимпы могут быть в десятки или, что вероятней, в сотни и тысячи раз тяжелее протона. Не исключено, что их обнаружат если не на Большом адронном коллайдере, то на суперколлайдере нового поколения с суммарной энергией столкновений в 100 ТэВ (порядка 100 000 протонных масс), строительство которого запланировано после 2020 года.

Если исследовать дýхи скоплений галактик, можно восстановить их истинные изображения и даже оценить распределение массы в гравитационной линзе – скоплении галактик. Именно из таких исследований получается дополнительный вывод о существовании скрытой массы в скоплениях галактик. Упомянутый астрофизик Пачинский предложил эффект гравитационного микролинзирования звезд ближайших галактик темными телами нашей галактики для выявления носителей скрытой массы.

Микролинзирование звезд отличается от линзирования далеких галактик тем, что здесь невозможно раздельно наблюдать дýхи, так как их угловое разделение очень мало. С другой стороны, при микролинзировании можно наблюдать изменение блеска линзируемой звезды, вызванное относительным перемещением звезды, линзы и наблюдателя. Пачинский проанализировал кривую вращения нашей галактики и высказал гипотезу, что она обладает сферической подсистемой (или гало), которая может быть заполнена несветящимися телами MACHO с малыми массами – нейтронными звездами, черными дырами, коричневыми карликами и космическими телами вплоть до тел с массой Юпитера и меньше. Таких темных тел в гало нашей галактики должно быть немало, и, соответственно, вероятность, что звезда ближайшей галактики (например, Большого Магелланового Облака) спроектируется на темное тело, тоже если не велика, то значительна. Поскольку одновременно будет вестись наблюдение за миллионами звезд, хотя бы из одного Большого Магелланова Облака, можно надеяться достаточно часто регистрировать вспышки звезд, обусловленные эффектом микролинзирования. По их длительности и частоте можно судить о вкладе темных тел гало галактики в полную массу невидимого вещества – темной материи. Таким образом, в последние годы были определены параметры ряда темных тел гало галактики.

После высказанного Пачинским предложения две группы ученых в разных частях света начали поиск эффектов микролинзирования звезд в Большом Магеллановом Облаке темными телами гало Млечного Пути. Одна группа работала в Австралии, в обсерватории Маунт Стромло. В распоряжении ученых был телескоп с зеркалом, диаметр которого составлял 1,27 м, и панорамным фотоэлектрическим приемником, который позволяет одновременно регистрировать и анализировать с помощью компьютера блеск около миллиона звезд. Другая группа работала в Чили на широкоугольном 50-сантиметровом телескопе вначале с помощью фотографической методики, а затем с панорамным фотоэлектрическим приемником излучения. Обе группы наблюдали несколько миллионов звезд на протяжении двух лет и практически одновременно опубликовали первые результаты наблюдений явлений микролинзирования звезд в Большом Магеллановом Облаке темными телами гало Млечного Пути. Оказалось, что блеск трех звезд в Большом Магеллановом Облаке испытал резкий (примерно от трех до шести раз) подъем и спад. Кривые блеска не зависели от длины волны, были строго симметричны и имели характерную продолжительность изменений блеска около одного месяца. То есть уже первые результаты наблюдений явлений микролинзирования показали, что одной из составляющих скрытой массы являются маломассивные звезды.