Виктор де Касто - Pro темную материю

Если специалисты, занимающиеся физикой частиц, и не знали, что это, они знали, что, как и все остальные частицы, эти должны были идти потоком через Вселенную с первой секунды ее существования и должны были быть или быстрыми, или медленными. Легкие частицы, которые двигались на скоростях, приближающихся к скорости света, назвали горячей темной материей. Более тяжелые частицы и, соответственно, более медленные, которые прикреплялись к галактикам и двигались на той же скорости, что звезды и газ, назвали холодной темной материей. Но два вида темной материи – горячая или холодная – давали два противоположных эволюционных сценария Вселенной. При горячей темной материи сценарий развивался «от сложного к простому». При холодной темной материи, наоборот, «от простого к сложному».

Проводившиеся в начале 1980-х годов наблюдения показали, что наша галактика, Млечный Путь, является частью местного сверхскопления галактик, а сверхскопления разделены огромными пустотами. Это подтверждало модель с холодной темной материей, и к середине десятилетия большинство ученых склонялись к этому варианту. Затем, с конца 1980-х годов, ученые стали использовать красное смещение для составления карт Вселенной. В период с 1997 по 2002 год были представлены карты 221000 галактик. К настоящему времени мы можем говорить о картах уже порядка 900000 галактик. И во время этих наблюдений ученые обнаружили, что чем дальше во Вселенную они заглядывают (то есть чем дальше назад во времени), тем меньше сложности они видят. Проще говоря, чем ближе к настоящему времени, тем сложнее картина.

Первыми сформировались галактики при красном смещении от 9 до 12 млрд лет назад. Затем эти галактики собрались в скопления, при красном смещении меньше 6 млрд лет назад. А сегодня (в космическом смысле) эти скопления собираются в сверхскопления. То есть вначале материя собиралась в малые структуры, а эти малые структуры продолжали собираться вместе. Очевидно, что история Вселенной шла от простого к сложному, то есть это соответствует модели холодной темной материи.

В результате проводившихся наблюдений на карты наносились источники света. Они показывали, где находятся галактики, а ученым приходилось делать умозаключения по поводу того, где находится темная материя. В 2006 году проводился Обзор Эволюции Космоса (проект получил сокращенное название COSMOS – от англ. Cosmic Evolution Survey), в результате которого была выпущена карта темной материи. Участники проекта изучали результаты работы телескопа «Хаббл» – 575 полученных снимков тех случаев, когда две галактики или два скопления галактик выстраивались одна (одно) за другой (другим). Как и в случае применения техники микролинзирования для выявления несветящихся тел MACHO, здесь также полагались на концентрацию массы, искажающую свет от более далекого источника. Использовалось слабое гравитационное линзирование, которое связано с распределением масс во Вселенной.

В основе любого линзирования лежит эффект искривления пространства вблизи массивного тела, а следовательно, и эффект искривления световых лучей. Хотите представить, что происходит? Возьмите кусок ткани, натяните его на жесткую рамку. В отсутствие массивного тела на этой поверхности она останется ровной и плоской, в случае же появления массивного тела поверхность деформируется, искривляясь под его весом.

Различают сильное и слабое гравитационное линзирование. Главная ценность любого линзирования состоит в том, что оно позволяет собрать данные не только и не столько о наблюдаемом объекте, изображение которого искажается линзой, сколько о самой «линзе», ее свойствах и параметрах. При слабом линза только искажает форму и видимые положения удаленных объектов. При сильном линзировании влияние линзы настолько велико, что изображение наблюдаемого объекта расщепляется на несколько изображений, они образуют кольца, дуги и другие более сложные фигуры. Имея изображение, полученное в результате сильного линзирования, можно восстановить массу центральной части «линзы», а следовательно, если в качестве линзы используется скопление галактик, мы получим массу центральной части скопления. По слабому линзированию мы можем с определенной степенью достоверности оценить форму (вытянутость) удаленных источников, линзируемых скоплением галактик, и из этого получить пространственное распределение массы «линзы». Результаты оценки массы линзирующих галактик и их скоплений сами по себе представляют интерес для внегалактической астрономии, но самое главное – это возможность использовать полученные результаты для решения проблемы темной материи.