Краткая история астрономии. Том 11. Темная материя

    Премия Иоганна Вемпе Потсдамского астрофизического института (2008)

    Медаль и лекция Мэтью Флиндерса Австралийской АН (2013)

    Лекция Генри Норриса Рассела Американского астрономического общества (2013)

    Премия Грубера по космологии от Фонда Грубера (совместно с С. Ван ден Бергом, Р. Б. Талли и Я. Эйнасто) (2014). В официальном сообщении комитета премии сказано, что «установив соответствие между наблюдениями в ближней Вселенной и Вселенной в целом, они положили начало космологии ближнего поля — направлению исследований, которое помогло установить как то, что распределение галактик не случайно, а имеет определённую структуру, так и то, что тёмная материя сыграла ключевую роль в эволюции этой структуры»

    Лекция Блексли, Витватерсрандский университет (2014)

    Премия Питера Бома Австралийского национального университета (2014)

    Медаль и лекция Дирака Университета Нового Южного Уэльса (2016)

Глава 11-1-13 Наблюдательные доказательства существования темной материи

               1. Кривые вращения галактик, демонстрирующие отсутствие убывания скорости вращения на периферии звёздных дисков. Наиболее простым объяснением этого эффекта является наличие у галактик массивных невидимых гало, дающих большой вклад в их массы.

               2. Динамика и морфология галактик-спутников и шаровых скоплений возле массивных галактик. Мелкие галактики-спутники движутся вокруг крупных, подчиняясь тем же законам, что и звёзды на периферии обычных галактик, таким образом, являясь пробными телами такого же рода, но на большем масштабе, что позволяет делать выводы о распределении гравитационного потенциала таких массивных галактик. Анализ данных для нашей и других галактик подтвердил, что общая масса каждой галактики в несколько раз превышает суммарную массу её звёзд.

               3. Динамика систем галактик от двойных галактик до галактических скоплений. Анализ лучевых скоростей их членов даёт характерный разброс скоростей галактик, что позволяет оценить полные массы этих систем. Выявлено, что тёмная материя присутствует на всех уровнях галактической иерархии, причём её доля растёт с увеличением масштаба: в двойных системах она превышает вклад видимой материи в несколько раз, а в скоплениях галактик (состоящих из сотен и тысяч объектов) — в десятки или сотни раз.

               4. Рентгеновское излучение горячего газа в гигантских эллиптических галактиках и их скоплениях, зарегистрированное орбитальными обсерваториями как «Эйнштейн», «ROSAT», «XMM-Newton» и «Чандра». По результатам наблюдений строится радиальное распределение плотности и температуры газа, что даёт возможность получить массовый профиль галактики или скопления. Это важное преимущество такого метода, поскольку иные дают лишь значение полной массы объекта. Согласно расчётам масса одних лишь звёзд и газа недостаточна для удержания входящего в галактики и скопления горячего газа, если не учесть тёмную материю. Такой горячий газ составляет лишь порядка 15 % всей массы скоплений, светящаяся видимая материя — ещё меньше, всего 5 %, и оставшиеся 80 % представляют собой тёмную материю.

 

_{Трёхмерная карта распределения тёмной материи, построенная с помощью метода слабого гравитационного линзирования в рамках проекта COSMOS.}

4. Гравитационное линзирование — отклонение света удалённых объектов гравитационным полем находящихся на его пути массивных скоплений, ввиду чего изображения более удалённых галактик, проецирующихся на некое наблюдаемое скопление, оказываются искажёнными (слабое гравитационное линзирование) или даже расщепляются на несколько «копий» (сильное гравитационное линзирование). По характеру этих искажений становится возможным восстановить распределение и величину массы внутри скопления, в том числе скрытой.

               Такие подсчёты были произведены для более чем десяти скоплений, и соотношение невидимой/видимой материи в целом соответствует другим методам измерения массы тёмной материи данных скоплений.

               Влияние слабого гравитационного линзирования выделяется при статистическом анализе множества изображений наземных и космических телескопов. При отсутствии близкой концентрации массы ориентация далёких, фоновых галактик должна быть хаотической. Если же такая масса присутствует, это приводит к изменению видимых вытянутостей галактик и к появлению некоторой упорядоченности в их ориентациях. Поскольку искажения составляют порядка нескольких процентов амплитуды, такой метод требует высокой точности обработки, минимизации системных погрешностей, больших исследуемых областей обзора. Поэтому совпадение результатов с другими методами является важным свидетельством в пользу существования тёмной материи.