Эволюция Вселенной и происхождение жизни

В последнее десятилетие получил развитие новый эффективный метод выявления темной материи: гравитационное линзирование. Он использует гравитационное влияние темной материи на лучи света. Согласно общей теории относительности, луч света искривляется, когда проходит рядом с массивным телом. Еще в 1919 году было обнаружено искривление лучей света, проходящих вблизи Солнца. На возможность эффекта гравитационной линзы впервые указал в 1924 году профессор Санкт-Петербургского университета Орест Даниилович Хвольсон (1852–1934). В 1936 году Эйнштейн сам провел детальные вычисления и пришел к выводу, что в среде звезд наблюдать этот эффект очень трудно. Однако вскоре Фриц Цвикки понял, что галактики, которые намного массивнее звезд, могут создавать изображения фоновых объектов вполне наблюдаемого размера — несколько секунд дуги. Спустя несколько десятилетий такое изображение действительно обнаружилось: галактика создала двойное изображение далекого квазара. В главе 26 мы вернемся к примерам гравитационного линзирования.

Рис. 25.2. Сочетание рентгеновского и оптического изображений крупной галактики М86 в скоплении Дева (Virgo). Рентгеновское излучение имеет наибольшую яркость в центре галактики и ослабевает к ее краям. Обратите внимание на рентгеновский хвост, возникший из-за движения галактики сквозь скопление и потери горячего газа из зоны гравитационного влияния галактики. С разрешения NASA/CXC/SAO/X-ray: С. Jones, W. Forman и S. Murray;Optical: Pal Obs. DSS.

Как видимая, так и темная материя в скоплении галактик своим притяжением искривляют лучи света, идущие от более далеких галактик, создавая этим эффект гравитационной линзы. Измерив искривление, можно вычислить массу такой «линзы». Этот метод как бы делает темную материю «видимой». Приятно осознавать, что определенная этим способом масса темной материи совпадает с определенной по рентгеновскому излучению. Сейчас измерения полной массы темной материи в галактиках и скоплениях галактик считаются вполне надежными (рис. 25.3 и 25.4).

Рис. 25.3. Скопление галактик Эйбелл 2218. По всему снимку, полученному космическим телескопом «Хаббл», разбросаны дугообразные изображения галактик, в 50 раз более далеких, чем само скопление. Эти изображения возникли из-за эффекта гравитационного линзирования, вызванного темной материей скопления, масса которого около 7 x 10 ¹⁴и масс Солнца. С разрешения NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI) и группы ERO (STScI + ST-ECF).

Рис. 25.4. Схемаt показывающая, как гравитационное поле скопления Эйбелл 2218 формирует дугообразные изображения далеких галактик фона. С разрешения NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI) и группы ERO (STScI + ST-ECF).

Что же это за темное вещество?

Что такое темная материя? Это обычное вещество или что-то совсем иное? «Обычным» мы называем барионное вещество с разным числом протонов в ядрах разных элементов и разным числом нейтронов в изотопах данного элемента. Вспомним, например, что у обычного водорода в ядре один протон, а в ядре дейтерия — протон и нейтрон. Теперь мы вернемся к одному тонкому моменту вычисления состава барионного вещества при ядерном синтезе во время Большого взрыва, как это было описано в главе 24. Итоговое относительное количество различных изотопов каждого элемента (как и относительное количество самих элементов) сильно зависит от доли барионного вещества в полном количестве вещества Вселенной. Считается, что полное количество вещества соответствует критической плотности, которая требуется во фридмановских моделях, чтобы сделать общую геометрию Вселенной плоской. Это замечательно, что по относительному обилию некоторых элементов, измеренному в ближайших окрестностях Галактики, можно определить долю обычного вещества во всей Вселенной!