Вселенная. Руководство по эксплуатации

Все было бы прекрасно, если бы не любопытное наблюдение, которое сделала в 1970 году Вера Рубин с коллегами. Она отметила, что звезды вращаются вокруг галактик и вся эта конструкция держится на гравитации. Если в галактике недостает массы, звезды от нее разлетятся. Именно это происходит, если, раздухарившись, начинаешь вертеть вокруг себя раскидайчик и тут кто-то злокозненный перерезает шнурок. Раскидайчик больше не крутится по «орбите», а отлетает в сторону, вероятно, подбив кому-нибудь злокозненному глаз 1. Суть вот в чем: мы измерим, с какой скоростью двигаются звезды вокруг центра галактики, если вычислим доплеровский сдвиг, а затем уже на основании этих данных оценим общую массу этой галактики. И знаете, что оказалось? Оказалось, что галактики примерно в шесть раз массивнее, чем мы думали! Иначе говоря, мсоставляет около 28%, но только в том случае, если мы предположим, что большая часть массы, около 85%, состоит из некоей загадочной «темной материи», которую нам не видно.

Возможно, в наших выкладках есть какая-то ошибка, а может быть, мы что-то неверно измерили. Бритва Оккама велит нам считать самое простое решение самым лучшим, а гораздо проще сказать, что мы где-то ошиблись, чем сказать, что мы почему-то не видим 85% массы Вселенной! Нужны дальнейшие изыскания.

В последние годы симпатичные умницы-астроно- мы стали для измерения масс галактик и скоплений галактик пользоваться техникой, известной как «гравитационные линзы». Эта техника опирается на то, что массивные объекты вроде галактик немного искривляют пространство, а лучи света следуют кривизне пространства. Например, если галактика, где находится Тентакулюс, расположена между Землей и другой, более далекой галактикой, изображение задней галактики будет ис каже - но массой галактики Тентакулюса. Чем больше масса, тем сильнее искажение.

Поблизости от скоплений галактик этот феномен еще заметнее, поскольку скопления галактик иногда имеют массу в целый квадрильон (10 15) масс Солнца. Если скопления искажают своей линзой галактики на заднем плане, то астрономы на Земле будут наблюдать эти галактики не в нормальном виде, а в виде всяческих дуг, а иногда одна и та же галактика будет представлена двумя изображениями — примерно как в лупу под определенным углом видно, скажем, два ваших указательных пальца вместо одного.

Налицо редкий случай, когда забавная картинка не поможет; взгляните на изображение скопления галактик АЬеП 2218, сделанное космическим телескопом «Хаббл».

Если приглядеться, станет видно, что некоторые галактики — очень яркие и округлые. Это галактики в скоплении. Однако, присмотревшись еще внимательнее, вы увидите, что на фотографии много узких продолговатых мазков и выгнутых дуг. Хотите верьте, хотите нет, это тоже обычные галактики, просто они (если смотреть с Земли) находятся за скоплением, и их изображения беспардонно искажены гравитационным полем.

Гравитационные линзы позволяют измерять массу галактик, а следовательно, и Вселенной, еще одним способом, и все вычисления приводят к одному выводу: во Вселенной вшестеро больше массы, чем суммарная «обычная» барионная масса. В 2006 году Маруся Брадач, которая тогда работала в Стэнфорде, и ее коллеги изучили столкновение пары скоплений, так называемое скопление «Пуля», и получили поразительные результаты.

Как мы уже видели, большинство обычной массы в скоплениях составляют не звезды, а горячий газ. Звезды, та часть галактик, которую мы видим глазами,— всего лишь крошечное меньшинство. Так что если бы эта темная материя — материя, неразличимая глазом,— на самом деле состояла из обычного вещества, можно было бы ожидать, что она будет образовывать те же структуры, что и газ.

Так вот, Брадач и ее сотрудники обнаружили, что в скоплении не просто больше массы, чем масса газа,— хуже того, темная материя, судя по всему» находится даже не рядом с газомГ Иначе говоря, даже хотя мы не знаем, что это такое — темная материя, зато знаем, как ее искать. К вопросу о том, что же такое на самом деле темная материя, мы вернемся в главе 9.

VI. Почему Вселенная ускоряется?

Примерно до 1998 года положение дел в космологии практически полностью определялось поисками темной материи. Поскольку результаты измерения массы галактик еще только ожидались, космологическое сообщество в большинстве своем было убеждёно, что мнужно дополнять до 100%. Убедительных свидетельств в пользу обратного не было, а большинство теорий опиралось именно на это число 1. Однако серия наблюдений в середине 1990-х годов не оставила от этой идеи камня на камне.

Не так давно мы упоминали о том, что самый распространенный и простой способ измерить расстояние до других галактик — разобраться, насколько они яркие сами по себе, и, измерив, насколько яркими они нам кажутся, оценить дистанцию. Природа предусмотрительно снабдила нас превосходными «стандартными свечами» — в виде определенного типа взрывающихся звезд под названием «сверхновые типа 1а».