Темная материя: так сколько там материи вообще?

блог Starts with a Bang!
21 сентября 2009 года

Есть два пути скользить по жизни без особых хлопот - во все верить или не верить ни во что. Оба пути спасают от необходимости думать. - Альфред Корчибски (Alfred Korzybski)

Недавно я получил много сообщений от читателей блога о том, что мой сайт выражает сомнения в существовании темной материи. Как человек, долго занимавшийся исследованиями в этой области, могу утверждать, что, скорее всего, темная материя существует, хотя объяснение, что же это такое, может представлять само по себе непростую задачу. В течение следующей серии постов, я хотел бы провести вас через доказательства, наблюдения и открытия, которые привели меня к такому заключению, и я надеюсь, что смогу объяснить это достаточно хорошо, чтобы вы потом смогли придти к схожим заключениям для себя.

Звезды, масса и свет: одна из самых замечательных вещей, которую узнали астрономы о звездах - это взаимоотношение между светом, который они излучают и их массой. Не удивительно, что чем массивнее звезда, тем больше света она обычно излучает. Мы не только установили, что это за взаимоотношение между массой звезды и ее светимостью, мы также оценили общее количество звезд.

Что удивительно в этом отношении так то, что в среднем, наше Солнце не типично. Более 90% звезд нашей галактики (и во всех галактиках) - менее массивны, чем Солнце, что значит, что они производят меньше света, чем Солнце. Но отношение еще более строго: звезда вполовину легче Солнца излучает всего 10% его света. Короче говоря, это значит, что для всего, что излучает свет во Вселенной - звезд, галактик, скоплений галактик и т.д. - можно определить, сколько массы существует в форме звезд. (заметим, что более 99% массы Солнечной Системы содержится в нашей звезде.)

Гравитация и масса: Но измерение светимости - не единственный способ узнать массу чего-либо. У нас есть еще гравитация! Гравитационно, у нас есть много способов измерить, сколько массы в чем-то. Для отдельных галактик, мы можем смотреть на то, как они вращаются (или, если галактика находится достаточно близко к нам, как движутся отдельные звезды) и вычислить, какая масса может держать их всех вместе. Для скоплений галактик мы можем наблюдать, как галактики на окраине движутся вокруг центра - по способу Фритца Цвики (Fritz Zwicky).

Больше гравитации: но есть еще способы для измерения массы в галактике или скоплении кроме сравнения скоростей их составляющих. Мы можем изучать - в истории Вселенной - как быстро (и в каких объемах) коллапсировали объекты для формирования структур, которые мы сейчас видим в нашей Вселенной.

Гравитационные линзы: Вселенная также полна материи. Некоторая ближе к нам, некоторая дальше, и иногда мы находим скопление галактик, за которым находится еще галактика. Когда такое случается, галактика может быть искажена массой переднего скопления так же, как оптическая линза может изгибать свет. Искаженные арки на снимках - не только доказательства существования гравитационной линзы, они - многочисленные изображения той же самой галактики сзади! Они также позволяют нам измерить, сколько массы содержит переднее скопление.

Мы также можем смотреть на коэффициент расширения Вселенной. Он очень зависит от всей энергии, включая нормальную материю, излучение, нейтрино и многие "темные" вещи, которые могли бы существовать.

Хотя есть еще способы измерения массы с помощью гравитации, в основном, все перечисленные способы являются основными. Все они дают один ответ: от 25% до 30% всей энергии Вселенной являются некоторой формой гравитационной массы. Но какова доля звезд? Оказывается, что всего 0.5% всей массы Вселенной.

Разница в 50 раз!

Все различные способы измерения гравитационной массы дают одинаковый результат. Этот результат говорит, что когда мы смотрим на снимок внизу, мы видим весь свет:

Мы смотрим свет от всего 2% общей массы. И мы должны сделать один из двух выводов - или большинство массы невидимо нам, или на галактики, скопления галактик и Вселенную действует какой-то другой, неизвестный нам еще закон гравитации. И нам нужно немного больше информации, чтобы решить, какой из этих выводов правильный, и этим мы и займемся в следующей части!