Физики и астрономы обсуждают очень широкий набор возможностей для объяснения физической природы носителей скрытой массы — от гипотетических элементарных частиц до звезд-карликов и черных дыр. Массы кандидатов на эту роль различаются более чем на 70 порядков величины!

 

 

 

 

 

Главный вопрос при обсуждении темного вещества можно сформулировать просто: «что это такое?». До сих пор, несмотря на восьмидесятилетнюю историю вопроса и огромные усилия, затраченные на его решение, общепринятого и доказанного ответа нет. Ясно только, что его намного больше, чем барионного.
Барионное вещество — это самое обычное вещество, из которого состоим мы сами и наблюдаемый нами окружающий мир. Природа барионного вещества и многие его свойства изучены, в частности (если говорить об астрономических объектах) методами наблюдения. Мы наблюдаем это вещество во Вселенной с помощью разнообразных инструментов — прежде всего телескопов наземного и космического базирования, но все же его значительная доля (по-видимому, более половины!) пока еще скрыта от нас. Именно эту долю и называют барионным темным веществом. Здесь главный вопрос другой — где и в какой форме находится это самое темное барионное вещество?

В этой статье кратко расскажем о состоянии проблемы скрытой массы, о наметившихся в последние годы изменениях в подходе к ее решению, по крайней мере, в масштабах нашей Галактики и ее окрестностей. Особо подчеркнем роль внеатмосферных обсерваторий ультрафиолетового диапазона в обнаружении и раскрытии свойств пока еще скрытого от нас барионного вещества во Вселенной.

 

НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ СВИДЕТЕЛЬСТВА СУЩЕСТВОВАНИЯ СКРЫТОЙ МАССЫ

То, что часть окружающего нас мира скрыта от нас, несмотря на гигантский прогресс науки (а что-то будет скрыто всегда), — совершенно очевидное общефилософское положение. Наиболее убедительными конкретными свидетельствами существования скрытой массы считаются: кинематика членов скоплений галактик; кривые вращения (дисковых) галактик; наблюдения рентгеновского излучения горячего газа в скоплениях галактик; наблюдения гравитационного микролинзирования.

К первой группе относятся исследования, выполненные знаменитым швейцарским астрономом Фрицем Цвикки, опубликованные еще в 1930-х годах. Цвикки измерил дисперсию скоростей галактик в скоплении Coma и оценил (динамическую) массу скопления из законов небесной механики. Он также оценил суммарную светимость галактик. Оказалось, что отношение массы к излучаемой энергии в 400 раз больше, чем для Солнца! К этому времени уже сложились основы физики звезд, согласно которым в нормальном звездном мире такого не могло быть. Поэтому Цвикки сделал вывод, что либо в скоплениях галактик, либо в пространстве между ними присутствует некий очень массивный компонент, который не светится, т.е. является «темным». Он и удерживает галактики, движущиеся с огромными скоростями (дисперсия скоростей около 1000 км/с) в скоплении.

Измерения кривых вращения галактик, т.е. зависимости скорости вращения от расстояния до центра галактики, считается наиболее убедительным свидетельством существования скрытой массы в галактиках. Оказалось, что на большом протяжении линейная скорость вращения остается постоянной. На рис. 1 показана кривая вращения галактики NGC 3198. Кривая вращения, полученная по наблюдениям HI на 21 см (нижняя панель), разложена на три составляющие. Кривая, помеченная как disk, — ожидаемая кривая вращения модели галактики, у которой распределение поверхностной плотности по радиусу соответствует (пропорционально) распределению поверхностной яркости. Газ в галактике также дает свой вклад в кривую вращения. Видно, что совместный вклад газа и звезд недостаточен для объяснения наблюдений кривой вращения. Приходится добавлять компонент (halo), состоящий из ненаблюдаемого темного вещества. На больших расстояниях от центра галактики вклад этого гало (иногда используют название «темное гало») является доминирующим.

Такая ситуация, т.е. существование массивного гало, характерна практически для всех спиральных галактик, для которых удалось пронаблюдать периферийные области (состоящие из нейтрального водорода). Похожая картина наблюдается и для карликовых неправильных галактик, и галактик с низкой поверхностной яркостью, хотя для последних степень концентрации темного вещества к центру может быть меньшей.

Скрытая масса, несомненно, присутствует в гигантских эллиптических галактиках, а также в богатых скоплениях галактик. Важнейшим инструментом для изучения скрытой массы в этих объектах считаются наблюдения в них горячего газа, излучающего в рентгеновском диапазоне (рис. 2). Частицы газа, нагретого до температуры в десятки миллионов градусов, движутся с огромными скоростями, и чтобы удержать этот газ от разлета в окружающее пространство, нужна мощная сила гравитации. И снова, как и в исследованиях Цвикки, наблюдаемой массы существенно (в разы) недостаточно для удержания этого газа. Поскольку эти горячие газовые гало должны быть близки к гидростатическому равновесию, измерение распределений температуры по рентгеновским изображениям и спектрам дает возможность оценивать полное распределение массы. Как показывают результаты работ многих исследователей, во внутренних областях гигантских эллиптических галактик на расстояниях R<Re, где Re — эффективный радиус, доминирует обычное вещество, а темная материя составляет не более 20%, но при R>>Re доминирует уже темная материя.

 

 

 

Еще одним способом обнаружения скрытой массы являются наблюдения событий микролинзирования. Суть этого метода состоит в том, что гравитационное поле невидимого нам компактного тела, движущегося близ луча зрения между удаленным источником излучения (звездой из другой галактики, квазаром и т.д.) и наблюдателем, действует на излучение источника как линза, и при близком прохождении от луча зрения дает заметное усиление яркости источника — вспышку. Объекты, вызывающие микролинзирование, находятся недалеко от нас по сравнению с внегалактическими объектами. В связи с этим угловые скорости их движения, перпендикулярные лучу зрения наблюдателя, сравнительно велики. Поэтому эффект каждой микролинзы можно наблюдать всего несколько десятков суток. В мире проводится ряд экспериментов по обнаружению такого рода вспышек. Уже зарегистрированы многие тысячи таких событий.

Результаты наблюдений явлений микролинзирования в эксперименте OGLE и других подобных проектах позволили предположить, что одним из компонентов скрытой массы являются маломассивные (массой не более нескольких десятых масс Солнца) звезды, возможно, коричневые карлики. По некоторым оценкам, количество таких маломассивных звезд в нашей Галактике превышает предсказываемое современной теорией происхождения и эволюции звезд. Однако есть и другие заключения. На основании анализа результатов эксперимента проведена проверка гипотезы о большом количестве (до 1012) маломассивных звезд (белых карликов) в гало нашей Галактики. Практически все неэкзотичные сценарии образования Галактики исключают такую возможность. Микролинзой может быть не только звезда или планета, но и сгусток ТВ (если сгустки такой массы могут существовать). В эксперименте OGLE наблюдалось около двух миллионов звезд Магеллановых облаков. Цель — пронаблюдать вспышки, вызванные эффектом микролинзирования на объектах в гало нашей Галактики. Общий вывод: маловероятно, чтобы в гало нашей Галактики существовали сгустки ТВ, способные вызвать эффект микролинзирования. Таким образом, перед учеными стоит проблема, требующая решения.

 

 

 

 

Точность оценок (параметров Вселенной) считается довольно высокой (не ниже нескольких процентов). Однако для критически, т.е. правильно настроенного исследователя главный вопрос — насколько значения этих величин (их ошибок определения) можно считать модельно независимыми? Не вдаваясь в обсуждения, отметим лишь, что, как подчеркивает известный американский астрофизик Джозеф Силк, полученные точности оценок сделаны при некоторых довольно жестких априорных допущениях. В частности, важное априорное допущение — неизменность постоянной тонкой структуры. Если этого допущения не придерживаться, то появляются дополнительные степени свободы, особенно в определении барионной плотности.

Космологические модели не дают сведений о конкретной природе носителей темного вещества, но накладывают на свойства этих носителей некоторые ограничения. В частности, темное вещество должно быть холодным, т.е. частицы ТМ не должны двигаться быстро. Например, нейтрино, движущиеся со скоростью света, не подходят на роль носителей ТМ уже по этой причине. Только в холодном веществе возможен рост мелкомасштабных неоднородностей, зародышей будущих галактик и скоплений галактик (имеется в виду мелкомасштабность по сравнению со всей Вселенной). Как мы увидим далее, масса самых малых устойчивых структур в ТВ составляет десятки-сотни тысяч масс Солнца!

Астрофизиками выдвигаются разнообразные, часто весьма экзотические кандидаты в носители темного вещества. Гипотезы основаны на самых современных теориях из области физики элементарных частиц. Среди известных элементарных частиц, а их более трехсот, считая искусственно полученные на ускорителях, не нашлось подходящих на роль носителей ТВ. Выдвинуто около десятка различных гипотез о природе ТВ: начиная с возможности существования гипотетических частиц, существование которых следует из различного вида симметрии, до зеркального мира, где все частицы подобны нашим, но взаимодействуют с нашими частицами только гравитационным образом. Каждая из них требует, естественно, экспериментальной проверки. На проведение таких экспериментов тратятся значительные силы и средства, в том числе используются внеатмосферные аппараты. Хороший пример: российско-итальянский проект ПАМЕЛА. Однако пока что ни в одном из экспериментов ни одна из гипотез подтверждения не получила.

Итак, мы не знаем, что такое ТВ. Однако, имея представления о его общих свойствах (например, о том, что оно должно быть холодным, его носители не должны быть очень массивными и т.д.), можно построить довольно согласованную картину эволюции Вселенной, точнее, образования во Вселенной таких крупномасштабных структур, как скопления галактик и сами галактики.

Согласно общепринятым результатам моделирования образования и эволюции (скоплений) галактик, наиболее важным процессом, предшествующим образованию первых галактик (протогалактик), является рост изначальных флуктуации (ряби) распределения плотности холодного темного вещества (в литературе используется обозначение CDM — Cold Dark Matter). Процесс роста флуктуации плотности ТВ описывают как скучивание (кластеризацию) темного вещества. Этот процесс легко пронаблюдать на компьютерных моделях. Задавая в некотором пространстве огромное количество точечных масс и распределяя их на начальный момент по пространству равномерно, можно проследить за дальнейшей эволюцией этого ансамбля под действием гравитации. Даже ничтожные начальные отклонения от однородности (в природе они неизбежны) приводят к нарастанию неоднородностей в распределении гравитирующих точечных объектов. Рост флуктуации плотности приводит к появлению крупных и плотных сгустков ТВ. Эти сгущения являются первыми гравитационно связанными (и относительно устойчивыми, поскольку частицы ТВ уже не могут легко покидать их) объектами во Вселенной. Они называются «гало темного вещества». С самого начала эти гало были относительно массивными, как минимум в десятки тысяч раз массивнее Солнца. Таких гало ТВ в ранней Вселенной было огромное количество. В дальнейшем в процессе взаимных столкновений и слияний первичных гало образовался целый спектр масс гало вплоть до гигантских гало массой более ста триллионов масс Солнца. На рис.3 показано, как, согласно теоретическим представлениям, со временем изменялся спектр масс гало ТВ.

Поскольку барионного вещества намного меньше, чем ТВ, и его гравитационное воздействие много слабее, чем гравитация ТВ, оно «покорно» следует за ТВ, т.е. ТВ гравитационно управляют дальнейшей структуризацией барионного вещества (газа), которое скапливается во внутренних областях гало ТВ. Из этого газа и образуются впоследствии первые звезды (в первичных гало), галактики — в более поздних и крупных гало и скопления галактик — в самых крупных гало. Подробнее о роли темного вещества в образовании первых звезд и галактик сказано в лекциях, прочитанных мной на ежегодной Всероссийской астрономической студенческой школе-конференции, в УрФУ (г. Екатеринбург).

В общем, кластеризация приводит к образованию ячеистой структуры (как в губке) со сгущениями в узлах. Часто картина распределения ТВ называется «космической паутиной». Узлы разного масштаба — это и есть гало ТВ, внутри которых сосредоточилось барионное вещество.

На рис. 4 показана картина роста структур во Вселенной согласно самой современной компьютерной модели Bolshoi. Эта наиболее точная и всеобъемлющая на данный момент модель эволюции крупномасштабной структуры Вселенной создана астрономами из США, Германии и России под руководством профессора университета Нью-Мексико Анатолия Клы-пина. Модель рассчитана с помощью суперкомпьютера Pleiades, установленного в исследовательском центре НАСА им. Эймса.

 

 

Распределение гравитационного потенциала в Галактике показано на рис. 5. Составляющая, обусловленная барионным веществом Галактики, обозначена MW (Milky Way), составляющая, обусловленная темным веществом, обозначена «гало ТВ». Это распределение согласуется с распределением плотности вещества в том смысле, что чем больше плотность вещества, тем глубже гравитационная яма. Масштаб размеров Галактики — 30 килопарсек, размер темного гало примерно в десять раз больше. Именно поэтому, несмотря на более низкую плотность в центре, общая масса гало ТВ превышает массу Галактики во много раз. В пределах Галактики масса ТВ относительно невелика.

Ученые задались вопросом о количестве ТВ в Солнце. Ответ вполне однозначен — относительная масса скрытого вещества в Солнце не может превосходить нескольких процентов (< 2% при равномерном перемешивании обычного и темного вещества). Можно обобщить, что в звездах темного вещества практически нет.

Распределение потенциала, и соответственно плотности вещества, показано на рис. 5 довольно условно. Весьма важным вопросом остается выяснение параметров распределения темного вещества. Согласно результатам моделирования, гало темного вещества не обязательно сферичны. Их характерная сплюснутость (отношение малой и большой осей) ~ 0,5. Такая оценка делается на основе анализа распределения горячего рентгеновского газа в эллиптических галактиках, анализа орбит захваченных галактиками маломассивных спутников и определения толщины газового диска.

Моделирование образования и эволюции галактик в CDM-моделях выявило и ряд проблем. Прежде всего эти модели дают слишком концентрированное к центру распределение темного вещества («проблема каспа ТВ»). Согласно CDM-космологическим моделям, распределение плотности в центральных областях гало темного вещества должно иметь выраженный пик плотности (касп), однако наблюдения этого не подтверждают. Еще более критичным является то, что, согласно численным эволюционным сценариям, после слияний должно остаться множество (тысячи) небольших гало ТВ, в которых могли бы образовываться карликовые галактики. Но таких галактик в окрестности нашей Галактики наблюдается всего лишь несколько десятков. Астрофизики работают над этими проблемами. Например, показано, что учет звездообразования в центре галактики снимает остроту так называемой проблемы каспа.

Звездообразование приводит к образованию сверхновых, взрывы которых выталкивают вещество из центра галактики, а поскольку плотность барионного вещества здесь существенно выше, чем плотность ТВ, то уже ТВ «покорно» следует за обычным веществом и пик размывается.

 

БАРИОННОЕ ВЕЩЕСТВО ВО ВСЕЛЕННОЙ. ГДЕ ЕГО ИСКАТЬ?

 

В ответ на этот вопрос наиболее часто предлагаются различные формы ненаблюдаемых объектов: звезды малой массы, черные дыры, тела с массами порядка планетных или кометных, небольшие газовые облачка и др. Согласно работам ряда авторов, барионное вещество во Вселенной может быть разделено на четыре фазы в соответствии с их плотностью и температурой. Конденсированная фаза — звезды и холодный газ в галактиках, это хорошо обнаружимая фаза. Горячая фаза — газ в скоплениях галактик — наблюдается по рентгеновскому излучению с температурой более 10 млн °С. Диффузная фаза — большинство структур, наблюдающихся в линии поглощения водорода 121,6 нм (линия Лайман-альфа) в спектрах далеких квазаров. Тепло-горячая фаза — газ, нагретый ударными процессами до температур от сотен тысяч до десятков миллионов градусов. Этот газ трудно обнаруживаемый по линиям поглощения вследствие высокой степени ионизации и из-за малой интенсивности излучения. Относительная доля указанных компонентов менялась в ходе эволюции Вселенной. Согласно этим данным, значительная доля темного барионного вещества может быть обнаружена в фазах 3 и 4 (рис. 6).

Наблюдения холодных газовых межгалактических облаков, поглощающих энергичные кванты в излучении систем (диффузная фаза) можно проводить с наземными телескопами в линии Лайман-альфа, но только для наиболее удаленных облаков. Дело в том, что длина волны линии Лайман-альфа лежит в дальней ультрафиолетовой области спектра, в которой атмосфера Земли совершенно непрозрачна. Из-за так называемого космологического красного смещения для удаленных объектов длина волны линии Лайман-альфа в спектре, регистрируемом наблюдателем, смещается в красную, т.е. более длинноволновую сторону. Для очень далеких объектов она смещается в видимый участок спектра и может быть зарегистрирована наземным инструментом. Но на таких больших расстояниях можно наблюдать только крупные облака. Поскольку получение из наблюдений стгек-тра масс межгалактических облаков, включая самые малые облака, — очень важная научная задача, было бы естественно сосредоточиться на более близких объектах. Но в ближней Вселенной, для которой космологический фактор z не превышает значение 2, и она, хотя и «ближняя», содержит около 80% объема Вселенной, наблюдать межгалактические облака в линии Лайман-альфа можно только с космическими телескопами УФ-диапазона. Таким образом, космический УФ-телескоп позволяет существенно увеличить эффективность решения задачи поиска темного барионного вещества в диффузной фазе.

Согласно теории, значительная доля барионного вещества на малых z, т.е. в ближней Вселенной, находится в высокоионизованном состоянии. Это вещество нагрето до высоких температур — от сотен тысяч до десятков миллионов градусов. При таких температурах атомы теряют все или значительную часть своих электронов, так как вещество в этом состоянии способно испускать или поглощать только весьма энергичные кванты. Длина волны таких квантов лежит в недоступном при наблюдениях с Земли УФ-участке спектра. Для их наблюдения нужен инструмент, размещенный в космосе с тем, чтобы избежать влияния земной атмосферы, полностью поглощающей УФ-излучение.

Есть также свидетельства того, что много барионов может находиться в пустотах, т.е. не быть связанными с галактиками. В связи с этим чрезвычайно важны будущие возможности спектроскопии высокого разрешения в УФ-диапазоне с тем, чтобы уточнить массу барионного компонента Вселенной и его химический состав.

 

СКРЫТАЯ МАССА В ГАЛАКТИКЕ И ОКРЕСТНОСТЯХ: ТЕМНОЕ БАРИОННОЕ ВЕЩЕСТВО?

 

Таким образом, наблюдения с помощью относительно небольшого космического телескопа FUSE привели к удивительному результату, противоречащему сложившимся представлениям. Оказывается, значительную долю скрытой массы в окрестностях Галактики можно объяснить присутствием плохо обнаружимого, но весьма распространенного тепло-горячего компонента барионной составляющей Вселенной! Создаваемая сейчас под лидерством России международная внеатмосферная обсерватория «Спектр-УФ» («Всемирная космическая обсерватория») с диаметром зеркала телескопа 170 см, оснащенная набором современных спектрографов — наиболее эффективна для решения этой проблемы.