Марат Мусин

University of Missouri

Темная карта

Темная материя существует. Никого не должна смущать формулировка, например, в Википедии: «Темная материя ... — гипотетическая форма материи». Гипотетическая в данном случае означает, что не найдены частицы переноса взаимодействия, но это не может поставить под сомнение существование самой темной материи. Да, оптическими или какими-либо еще телескопами напрямую она не регистрируется, но если вы ударились ночью о стул, не станете же вы отрицать его существование, только потому, что в темноте его не видно?

Темная материя не детектируется на малых масштабах (вроде нашей Солнечной системы). Она должна присутствовать в каждой галактике, но необязательно в равных пропорциях. Поскольку темная материя не имеет температуры, она могла начать концентрироваться под воздействием гравитации намного раньше, чем горячий водород или гелий, таким образом темная материя могла быть тем самым двигателем, который запустил механизм образования галактик.

Есть несколько наблюдательных фактов, которые невозможно объяснить с помощью обычной материи — фотонов, электронов, протонов, нейтронов и прочих частиц, входящих в Стандартную модель, вот два наиболее явных:

  1. Аномально-быстрое вращение звезд вокруг центра галактики, которое противоречит законам Кеплера. Ученик средней школы может рассчитать скорость орбиты планеты вокруг Солнца и убедиться, что Земля вращается медленнее Меркурия, но быстрее Юпитера, а самый длинный год — у Нептуна. То же должно происходить и с вращением звезд вокруг центра галактики. Но не происходит: так называемая «кривая скоростей», определенная для множества галактик, наглядно демонстрирует нарушение законов Кеплера — скорость вращения звезд почти не меняется по мере удаления от центра.
  2. Гравитационное линзирование, то есть искажение далеких источников света массивным предметом, расположенным между этим объектом и нами. Так вот — слабое гравитационное линзирование множества галактик выражено намного отчетливее, чем должно быть по расчетам, если принять во внимание только массу звезд, пыли и газа. Уравнения геометрической оптики также входят в школьную программу: зная расстояние от линзы до изображения и от линзы до предмета, можно узнать свойства самой линзы (в нашем случае — полную массу галактики, искажающей свет).

Каждое из этих наблюдений в отдельности можно попытаться объяснить, не вводя в игру темную материю, но только она может встроить эти данные (а также ряд других, вроде скорости формирования галактик в ранней Вселенной) в общую непротиворечивую физическую картину Вселенной — а раз так, то зачем плодить сущности сверх необходимости?  Подробнее про темную материю можно почитать тут.

Так как же составить карту того, что не видно? Работа, о которой идет речь на этот раз, называется «Обзор темной энергии» — в ней с этой целью используется специальная камера, следящая за скоплениями галактик. Несмотря на претенциозное название «камера темной энергии», DECam — это всего лишь обычная камера с огромным разрешением, повышенной чувствительностью в красном и инфракрасном спектрах и широким углом обзора. Такой набор характеристик нужен для того, чтобы обнаружить очень множество далеких галактик, распределенных на небе, но тем не менее, гравитационно-связанных и называемых скоплением. Хотя работа только началась и сейчас получены снимки лишь небольшого числа галактик, тем не менее, их уже можно использовать для того, чтобы узнать чуть больше о темной материи.

Для составления карты использовалась следующая методика: сначала получили глубокие снимки небольшого участка неба, всего 139 квадратных градусов (напоминаем, что это первая публикация результатов, основные наблюдения еще продолжаются и должны охватить 1/8 часть неба, то есть более 5000 квадратных градусов), определили красные смещения галактик (то есть их возраст и удаленность от нас), и разделили их на две группы: ближние (0.1


Дальше начиналась работа с галактиками из ближнего списка. Слабое гравитационное линзирование определяет наличие темной материи статистически — то есть на очень больших выборках. И математический метод Кайзера-Сквайрса, разработанный в 1993-м году, который тут применяется, годится для масс, которые бывают у структур наподобие скоплений галактик, не меньше. Поэтому надо было «собрать» ближние галактики в скопления. Поиск таких скоплений — это отдельная трудная задача, которую решали применением специального алгоритма Redmapper. Сложность в определении принадлежности галактики к скоплению в том, что надо доказать, во-первых, что галактика физически находится рядом и это не результат банальной проекции, а во-вторых, что галактика гравитационно-связана со скоплением. То есть показать, что на ее движение центр масс скопления оказывает большее влияние, чем расширение Вселенной, а также все другие посторонние галактики, не входящие скопление.

После этого авторы статьи наложили получившуюся карту распределения массы, ответственной за линзирование, на получившуюся карту скоплений и с радостью обнаружили, что они во многом совпадают — то есть, как и предсказывает теория, темная материя в основном сконцентрирована в галактиках.

Надо уточнить, что это не первая попытка составления карт темной материи. Например, группа ученых работающих в Канадско-Французско-Гавайском исследовании линзирования, работала примерно с такой же площадью неба.

Но в исследовании, о которой мы рассказывали сегодня, достигнута намного более высокая точность. К тому же ученые дополнительно подстраховались, чтобы данные можно было подвергнуть независимой проверке: изображения получены в тех же фильтрах, что и знаменитый оптический обзор SDSS, и в той же области неба, что и SPT, который ищет темную материю с помощью эффекта Сюняева-Зельдовича.

Составление подобных карт важно само по себе, но кроме того может быть использовано и для других исследований: например, для обнаружения новых скоплений галактик. Они могут быть либо слишком далекими, либо слишком тусклыми, либо слишком разнесенными в пространстве, чтобы их можно было отнести к одному скоплению привычными методами. Однако, если они попадают в область с повышенной плотностью темной материи — велика вероятность, что они все-таки входят в скопление.

Еще это очень важно для космологии: распределение темной материи поможет более точно определить ячеистую структуру нашей Вселенной, состоящей из пустот (или войдов) и галактическими нитями (или филаментами). Надо помнить, что расширение Вселенной никак не сказывается на движении Солнечной системы, нашей Галактики и даже галактических скоплений. Оно вступает в игру только когда мы говорим о движении галактических скоплений друг относительно друга. И чем больше мы узнаем о составе и количестве таких скоплений — тем полнее будут наши знания о Вселенной в целом.

Марат Мусин

Ранее в этом блоге

Нашли опечатку? Выделите фрагмент и нажмите Ctrl+Enter.