Почему небо темное. Как устроена Вселенная

В обоих примерах была открыта «темная материя» – в первом случае в межпланетном пространстве (новая планета), во втором случае в межзвездном пространстве (новый тип звезд – белый карлик). Так и на больших масштабах скрытая материя, несомненно, будет открыта и отождествлена, тем более, что известно уже много кандидатов в то, чем она может быть. В дальнейшем речь пойдет о темном веществе на галактических и межгалактических масштабах, то есть о веществе, дающем очень большой вклад в полную плотность Вселенной.

Современная история изучения скрытой массы начинается в 1920–1930-х годах. В 1922 году Якубус Каптейн, а затем и Джеймс Джине, опубликовали исследования динамической структуры Млечного Пути, в которых они заключили, что в его диске присутствуют «темные звезды», чья масса превышает массу светящихся звезд. В этих же статьях, возможно, впервые появляется и термин «темная материя» («dark matter»). В 1932 году голландский астроном Ян Оорт также нашел, что наблюдаемых звезд недостаточно для объяснения вертикального ускорения звезд в Галактике, вследствие чего приходится предположить наличие темной материи вблизи галактической плоскости. Без этой материи получалось, что Млечный Путь должен быстро терять звезды. (Позднее оказалось, что результаты Оорта на самом деле не свидетельствовали о существовании в плоскости Галактики скрытой массы, так как на движение звезд влияет не только диск, но и протяженное и массивное гало Галактики.)

Первое свидетельство существования скрытой массы на внегалактических масштабах было получено в 1933 году Фрицем Цвикки, который рассмотрел радиальные скорости 8 галактик в скоплении Кома в созвездии Волосы Вероники. Наблюдаемый разброс скоростей оказался очень велик – около 1000 км/с. Из этого факта Цвикки заключил, что, если скопление в целом находится в равновесии, то есть не сжимается и не разлетается, то его полная масса должна быть примерно в 400 раз больше, чем звездная масса галактик скопления. (Цвикки использовал сильно завышенное значение постоянной Хаббла. При современном значении этой постоянной превышение массы составляет ~50 раз.) Цвикки написал, что, если этот результат будет подтвержден, то это будет означать удивительный вывод – в скоплении присутствует значительное количество темной материи. Через три года – в 1936 году – американский астроном Синклер Смит получил похожий результат для скопления галактик в Деве (это ближайшее к Млечному Пути скопление). Смит заключил, что в скоплении присутствует много межгалактического вещества. Эта вещество либо однородно распределено в пределах скопления, либо образует гигантские слабосветящиеся облака вокруг галактик.

В 1939 году Хорее Бэбкок опубликовал самую подробную к тому времени кривую вращения галактики туманность Андромеды (зависимость скорости вращения, измеряемой по доплеровскому смещению спектральных линий, от расстояния от центра). Кривая вращения оказалась необычной – на большом расстоянии от центра скорость вращения не спадала, как ожидалось, а оставалась высокой. (Почему это было необычно, я объясню чуть дальше.) Годом позже Ян Оорт обсудил кривую вращения галактики NGC 3115 и также заключил, что наблюдаемая скорость вращения внешних областей галактики не соответствует ожидаемой для случая, если вся масса галактики заключена в ее звездах. И Бэбкок, и Оорт отметили важность исследования кривых вращения внешних областей галактик, однако их результаты не привлекли в то время внимания, как, впрочем, и результаты Цвикки и Смита, что, по крайней мере отчасти, вероятно, было связано с начавшейся Второй мировой войной [22] .

Прошло два десятка лет, и темная материя снова всплыла, но уже в совсем другом контексте. В 1959 году Кан и Вольтьер предположили, что сближение нашей Галактики и туманности Андромеды вызвано силами взаимного притяжения. Это дает возможность оценить их суммарную массу, которая оказалась в несколько раз большей, чем сумма индивидуальных масс. Кан и Вольтьер заключили, что эта недостающая материя существует в виде гало из горячего газа, окружающих галактики.