Темний бік галактики

Темна матерія — не лише загадка, а й ключ до розв’язання деяких проблем. Хоча астрономи досить довго йшли до розуміння важливої ролі темної матерії у Всесвіті, особисто я усвідомив це дуже швидко. У 1978 р. в Каліфорнійському університеті в Берклі, під час свого першого проєкту після захисту дисертації, я визначав швидкості орбітального руху зореутворювальних гігантських молекулярних хмар у зовнішній частині диска нашої Галактики. Розробивши найточніший метод вимірювання цих швидкостей, я почав наносити отримані результати (рукою на міліметрівку!) у спільній кімнаті астрономічного факультету. У той момент у приміщенні перебували ще два фахівці з Галактики — Френк Шу (Frank Shu) та Айвен Кінг (Ivan King). Вони спостерігали, як я будував графік швидкостей зовнішніх хмар, і отримана в результаті картина показала нам, що Галактика дуже багата на темну матерію, особливо в зовнішніх областях. Ми сиділи й міркували про природу темної речовини, але всі ідеї, які тоді спали нам на думку, виявилися хибними.

ГАЛАКТИЧНЕ ГОНГ-ШОУ
Диск Галактики викривлений, і астрономи вважають, що це не постійне викривлення, а хвиля, яка повільно рухається, як коливання гонга або шкіри на барабані. Причиною коливання диска автор вважає спотворення форми темного гало Галактики, спричинене впливом двох її невеликих супутників

Це дослідження, разом із багатьма іншими роботами 1970-80-х рр., переконало астрономів, що темна матерія — загадкова субстанція, яка не випромінює і не поглинає світло, а виявляє себе лише гравітаційним впливом, — не тільки існує, а й становить основний компонент Всесвіту. Вимірювання із супутника WMAP підтвердили, що маса темної матерії вп’ятеро перевищує масу звичайної речовини — протонів, нейтронів, електронів тощо. Але що це за невидима речовина, досі не зрозуміло. Про міру нашої необізнаності свідчить такий факт: найскромніші гіпотези припускають, що темна матерія складається з екзотичних частинок, не виявлених у прискорювачах, але передбачених досі не доведеними теоріями будови речовини; а найрадикальніший погляд полягає в тому, що закон гравітації Ньютона і загальна теорія відносності Ейнштейна або хибні, або потребують перегляду. Але незалежно від своєї природи темна матерія вже зараз дає нам ключ до розуміння деяких загадкових властивостей Галактики. Наприклад, астрономи вже понад 50 років знають, що зовнішні частини галактичного диска викривлені подібно до того, як коробиться вінілова платівка, залишена на радіаторі.

Але пояснити причину викривлення не вдавалося, доки не врахували вплив темної матерії. Так само комп’ютерне моделювання формування Галактики, засноване на припущеннях про властивості темної матерії, показує, що Галактику мають оточувати сотні або навіть тисячі маленьких галактик-супутників, а виявлено поки що лише дві дюжини з них. Ця розбіжність змусила вчених засумніватися, чи справді темна матерія має ті властивості, які їй приписують. Але нещодавно астрономи виявили ще кілька карликових супутників, що трохи поліпшило ситуацію. Ці супутники не тільки допомагають нам відтворити історію формування Галактики, а й дають повніше уявлення про космічну речовину.

Причина викривлення

Першим кроком до розуміння ролі темної матерії в Галактиці є загальний погляд на її будову. Звичайна речовина — зорі та газ — утворює чотири основні структури: тонкий диск (що включає спіральні рукави і наше Сонце), щільне ядро (з надмасивною чорною дірою), видовжений балдж (званий «баром») і сфероїдальне гало зі старих зір і скупчень, що охоплює всю Галактику. Але темна матерія розподілена зовсім інакше. Ми її не бачимо, але здогадуємося про її наявність за швидкостями руху зір і газу. Її гравітаційний вплив на видиму речовину свідчить про те, що ця матерія розподілена майже сферично і простягається далеко за межі зоряного гало. Її густина максимальна в центрі й зменшується як квадрат відстані від нього. Саме такий розподіл і мав виникнути внаслідок процесу, який астрономи називають ієрархічним злиттям: вважається, що в ранню епоху Всесвіту маленькі галактики об’єднувалися, утворюючи більші, зокрема й нашу Галактику.

Велика Магелланова Хмара — найбільший супутник нашої зоряної системи; можливо, вона впливає на темну матерію Галактики

Багато років астрономи не могли просунутися далі уявлення про темну матерію як про величезну безструктурну кулю з невідомої речовини. За останні кілька років нам вдалося зрозуміти багато деталей: темна матерія тепер виглядає цікавішою, ніж уявлялася досі. Багато фактів свідчать, що ця речовина розподілена не рівномірно, а зібрана у величезні хмари.

Така неоднорідність могла б пояснити спостережуване астрономами викривлення країв галактичного диска. На відстанях понад 50 тис. світлових років від центру диск майже повністю складається з атомарного водню та невеликої кількості зір. Спостереження радіоастрономів показують, що газ не зосереджений у площині Галактики: що далі від центру, то більше він вигинається. На відстані приблизно 75 тис. світлових років диск вигнутий приблизно на 7,5 тис. світлових років відносно площини.

Зрозуміло, що, обертаючись навколо центру Галактики, газовий диск ще й коливається вгору-вниз відносно площини. Ці коливання мають періоди в сотні мільйонів років, і ми спостерігаємо їх у певний момент циклу. По суті, газовий диск працює як гігантський гонг, що повільно вібрує. Подібно до гонга, він може вібрувати на кількох частотах, кожній з яких відповідає певна форма поверхні. У 2005 р. я та мої колеги довели, що спостережуване викривлення є сумою трьох таких частот (найнижча — на 64 октави нижче за «до» першої октави). Сумарний ефект виходить асиметричним: з одного боку Галактики газ розташовується над площиною, а з іншого — під нею.

Радіоастрономи, які першими помітили це викривлення у 1950-х рр., вважали, що воно може бути результатом гравітаційного впливу Магелланових Хмар — наймасивніших супутників нашої Галактики. Оскільки вони рухаються не в площині Галактики, їхнє тяжіння прагне деформувати наш диск. Але докладні розрахунки показали, що притягання порівняно легких Магелланових Хмар надто слабке, щоб пояснити викривлення галактичного диска. Десятиліттями його причина залишалася нерозв’язаною задачею.

Темний молот

Усвідомлення того, що Галактика містить темну матерію, разом із точнішим вимірюванням маси Магелланових Хмар (яка виявилася більшою, ніж вважали) відкрило нові можливості. Якщо газовий диск поводиться як гігантський гонг, то рух Магелланових Хмар крізь гало темної матерії має діяти, нехай і не прямо, як удари молота по гонгу, що видає звуки на резонансних частотах. Хмари створюють свій слід у темній матерії, як човен залишає кільватерний слід, пливучи водою. Так і за Хмарами виникає неоднорідність у розподілі темної речовини. А це, своєю чергою, діє як молот, викликаючи коливання маломасивних зовнішніх частин диска. У результаті, хоча Магелланові Хмари й малі, темна матерія істотно посилює їхній вплив. Таку ідею запропонував у 1998 р. Мартін Вайнберг (Martin D. Weinberg) із Массачусетського університету в Амгерсті. Потім ми з ним застосували цю теорію до спостережень Галактики й виявили, що можемо відтворити три типи коливань газового диска. Якщо теорія правильна, то викривлення диска Галактики має поводитися активно: його форма змінюється внаслідок орбітального руху Магелланових Хмар. Форма Галактики не стала, вона безперервно змінюється. (Відео цього процесу доступне на сайті (англ.) або нижче. — Прим. ред.)

Це відео показує спіральну форму нашої Галактики та дві її малі галактики-супутники, Велику й Малу Магелланові Хмари (ліворуч). Супутники обертаються навколо основної галактики й тим самим породжують у ній хвилю, що повільно поширюється. У людському масштабі часу ці хвилі виглядають як статичні деформації в галактичних околицях. Дивно те, що супутники надто малі, щоб викликати такий ефект. Астрономи нещодавно показали, що їхня вага значно більша завдяки темній матерії (на відео не показано).

Магелланові Хмари — не єдині супутники Чумацького Шляху. Астрономи нарахували близько двох десятків. Це відео показує їхнє тривимірне розташування відносно площини галактики, де приховані Сонце й більшість інших зір. За допомогою The Sloan Digital Sky Survey було показано, що в частині, виділеній рожевим кольором, є ще десятки супутників. Вони дуже тьмяні й складаються переважно з темної матерії.

Викривлення — не єдина асиметрія форми Галактики. Дуже нерівномірною є й товщина зовнішнього газового диска, що також було виявлено за допомогою радіотелескопів. Якщо провести лінію від Сонця до центру Галактики й продовжити її далі до краю, то з’ясується, що товщина газового шару з одного боку цієї лінії в середньому вдвічі більша, ніж з іншого. Ця сильна асиметрія динамічно нестабільна: полишена сама на себе, вона має вирівнюватися. Тому для її підтримання потрібен певний механізм. Астрономи 30 років знали про цю проблему, але «замітали її під килим». Однак нові докладні огляди атомарного водню в Галактиці та прогрес у розумінні неколових рухів газу більше не дозволяють ігнорувати цю асиметрію. З’явилися два можливі пояснення, і обидва враховують темну матерію. Або Галактика сферична, але не концентрична зі своїм гало з темної матерії, або, як вважають Канак Саха (Kanak Saha) з Інституту позаземної фізики Товариства Макса Планка в Гархінгу та його колеги, саме гало з темної матерії асиметричне. Обидві ці ідеї ставлять під сумнів упевненість астрономів у тому, що Галактика та її темне гало сформувалися одночасно під час конденсації однієї величезної хмари. Якби це було так, то звичайна речовина й темна матерія мали б центри в тому самому місці. Але асиметрія явно вказує на те, що Галактика утворилася шляхом злиття дрібніших зоряних систем або ж зростала завдяки постійній акреції міжгалактичного газу, — обидва ці процеси не мусять бути симетричними. Центр Галактики може бути зміщений відносно центру темної матерії, оскільки газ, зорі й темна матерія поводяться по-різному.

Для перевірки цієї ідеї потрібно дослідити довгі й тонкі потоки зір, що простяглися зовнішніми областями Галактики. Це витягнуті залишки колишніх галактик-супутників. На орбітах навколо нашої зоряної системи переважно рухаються сфероїдальні карлики, названі так через їхню округлу форму й малу масу зір, що до них входять, — приблизно в 10 тис. разів меншу за масу зір Галактики. З часом ці карлики сходять з орбіти, і на них починають діяти припливні сили Галактики. Це ті самі сили, які створює Місяць на Землі, викликаючи двічі на добу припливи й відпливи морської води. Карликова галактика починає витягуватися й може стати вузенькою стрічкою (див.: Гибсон Б.. Ибата Р. Призраки погибших галактик).

Оскільки ці зоряні потоки рухаються навколо Галактики на великих відстанях від центру, де гравітаційний вплив темної матерії значний, форма потоків залежить від форми гало. Якщо гало не ідеально сферичне, а трохи сплюснуте, то воно розвертає орбіти зір потоку й викликає помітне відхилення від руху по великому колу. Проте потоки виглядають дуже тонкими, а їхні орбіти навколо Галактики близькі до великих кіл. Комп’ютерне моделювання Родріго Ібати (Rodrigo Ibata) та його колег показало, що розподіл темної матерії близький до сферичного, хоча й може бути зміщеним, як припускають Саха з колегами.

Приховані галактики

Якщо руйнування карликових галактик викликає певні запитання, то про їхнє виникнення відомо ще менше. Згідно із сучасними поглядами, народження галактик починається з формування скупчень темної матерії, які потім стягують до себе газ і зорі, що утворюють їхні видимі частини. Так народжувалися не лише великі галактики, такі як наша, а й численні карлики. Ці моделі доволі точно передбачають властивості карликових галактик, але їхня кількість, згідно з моделями, має бути значно більшою, ніж реально спостерігається. Де ж помилка — у моделях чи у спостереженнях?

Частково на це запитання відповів аналіз Слоунівського огляду (Sloan Digital Sky Survey, SDSS), який охоплює приблизно чверть усього неба. Під час цього огляду виявили майже дюжину нових, дуже тьмяних галактик-супутників, що вельми дивно: адже небо спостерігають давно й важко зрозуміти, як можна було не помічати таких близьких сусідів. Ці галактики називають «блідими карликами»; подекуди в них міститься лише кілька сотень зір. Вони настільки тьмяні й розріджені, що їх неможливо розгледіти на звичайному зображенні неба. Щоб їх помітити, потрібна спеціальна техніка опрацювання. Якби Слоунівський огляд охопив усе небо, виявилося б іще близько 35 блідих карликів. Але й тоді не знайшли б усіх «прихованих» карликів. Тому астрономи думають над новими методами пошуку. Можливо, багато з цих галактик надто далекі й недоступні сучасним телескопам. Слоунівський огляд може виявляти бліді карлики на відстанях приблизно до 150 тис. світлових років. Ерік Толлеруд (Erik Tollerud) із колегами з Каліфорнійського університету в Ірвайні вважає, що близько 500 невиявлених галактик віддалені від центру нашої Галактики приблизно на 1 млн світлових років. Астрономи зможуть виявити їх за допомогою нового Великого оглядового телескопа (Large Synoptic Survey Telescope), який почне працювати в березні наступного року. За площею об’єктива він у вісім разів перевищує Слоунівський телескоп.

Згідно з іншою гіпотезою, навколо Галактики обертаються супутники ще тьмяніші за бліді карлики: можливо, вони такі, бо взагалі не містять зір. Це майже чиста темна матерія. Чи зможемо ми колись помітити ці темні карлики, залежить від того, чи містять вони поряд із темною матерією газ. Цей газ може бути дуже розрідженим і тому охолоджуватися настільки повільно, що з нього не формуються зорі. Але радіотелескопи, оглядаючи великі ділянки неба, можуть його виявити.

Та якщо ці галактики взагалі позбавлені газу, вони можуть проявити себе лише опосередковано, через гравітаційний вплив на звичайну речовину. Якщо одна з таких темних галактик промчить крізь диск нашої або будь-якої іншої галактики, вона залишить після себе «сплеск» — як камінчик, кинутий у спокійне озеро, — і це проявиться як спостережуване збурення у просторовому розподілі або у швидкостях зір і газу. На жаль, такий «сплеск» дуже слабкий, і астрономи мають переконатися в його справжності, що нелегко. У дисках атомарного водню всіх спіральних галактик спостерігаються збурення, схожі на хвилі бурхливого моря.

Якщо темна галактика достатньо масивна, то метод, який розробила Суканья Чакрабарті (Sukanya Chakrabarti) з Атлантичного університету Флориди разом із колегами, зокрема зі мною, дасть змогу помітити її рух. Нещодавно ми показали, що найсильніші збурення на краях галактик — це припливні сліди, залишені галактиками, які пролітали повз, і їх можна відрізнити від інших викривлень. Аналізуючи збурення, ми можемо визначити масу й поточне положення галактики, що їх спричинила. Цим методом можна виявити галактики, маса яких у тисячу разів менша за масу головної. Застосувавши цей метод до нашої зоряної системи, ми дійшли висновку, що невиявлений і, можливо, цілком темний супутник ховається в галактичній площині на відстані 300 тис. світлових років від центру Галактики. Ми спробуємо знайти цей карлик у ближньому інфрачервоному діапазоні, використовуючи дані космічного телескопа «Спітцер».

Надто мало світла

Навіть виявивши бліді й темні галактики, астрономи часто мають труднощі з визначенням кількості речовини в них. Зазвичай цю кількість обчислюють за співвідношенням «маса — світність»: маса речовини в галактиці, поділена на повну кількість світла, яке вона випромінює. Як правило, це співвідношення вказують у сонячних одиницях. У Сонця відношення маси до світності за визначенням дорівнює 1. У нашій Галактиці середня зоря менш масивна й тьмяніша за Сонце, тому загальне відношення «маса — світність» усієї світної речовини в Галактиці близьке до 3. Але якщо врахувати темну речовину, то повне відношення маси до світності Галактики підскочить до 30.

Джош Саймон (Josh Simon) з Інституту Карнегі у Вашингтоні та Марла Геха (Maria Geha) з Єльського університету виміряли швидкості зір у восьми блідих карликах, щоб визначити масу й світність цих галактик. Відношення «маса — світність» у них інколи перевищує 1000, що набагато вище, ніж у будь-якої структури у Всесвіті. Загалом темної матерії у Всесвіті вп’ятеро більше, ніж звичайної. Чому ж відношення маси до світності в нашої Галактики набагато вище, а в блідих галактик воно ще значніше?

Відповідь може визначатися або чисельником, або знаменником цього відношення: галактики з відношенням маси до світності, вищим за середнє значення у Всесвіті, або мають більшу масу, ніж очікується, або дають менше світла. Астрономи вважають, що справа у знаменнику: величезна кількість звичайної речовини випромінює недостатньо сильно, щоб її можна було помітити. Причина в тому, що ця речовина або не змогла скупчитися в галактиках і перетворитися на зорі, або осіла в галактики, але потім була викинута назад у міжгалактичний простір, де перебуває в іонізованому вигляді, недоступному для спостереження сучасними телескопами (див.: Гич Дэк. Потерянные галактики // ВМН, № 9, 2011). Маломасивні галактики зі слабким притяганням втрачають більше газу, тому їхня світність помітно знижується. Цікаво, що, намагаючись розв’язати проблеми з одним типом невидимої речовини (темною матерією), ми приходимо до думки про існування інших її типів (звичайної, але не виявленої речовини).

Загадка темної матерії, яка багато років перебувала в сплячці, стала зараз найрезонанснішою областю досліджень як у фізиці, так і в астрономії. Фізики сподіваються виявити частинки темної матерії, а астрономи досліджують поведінку цієї речовини. Але незалежно від того, розгадали ми природу темної матерії чи ні, сама її наявність дає змогу зрозуміти багато астрономічних явищ."

Переклад: В.Г. Сурдін

ДОДАТКОВА ЛІТЕРАТУРА

1. A Magellanic Origin for the Warp of the Galaxy, Martin D. Weinberg and Leo Blitz in Astrophysical Journal Letters, Vol. 641. № 1. pages L33-L36; April 10. 2006. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0601694
2. The Vertical Structure of the Outer Milky Way HI Disk, E. S. Levine. Leo Blitz and Carl Heiles in Astrophysical Journal. Vol. 643. № 2, pages 881-896: June 1.2006. http://arx-iv.org/abs/astro-ph/0601697
3. Finding Dark Galaxies from Their Tidal Imprints, Sukanya Chakrabarti. Frank Bigiel. Philip Chang and Leo BUtz. Submitted to Astrophysical Journal, http://arxiv.org/abs/1101.0815
4. Фридман A.M., Хоперсков А.В. Физика галактических дисков. М.: Физматлит. 2011.
5. Сурдин В.Г. Пятая сила. 2-е изд. М.: МЦНМО. 2009.
6. Кинг А.Р. Введение в классическую звездную динамику. 2-е изд. М.: Едиториал УРСС. 2011.

ПРО АВТОРА

Лео Бліц (Leo Blitz) ще зі шкільної лави під враженням від науково-популярного телесеріалу «Спостерігай за містером Чарівником» (Watch Mr. Wizard) мріяв стати астрономом. Зараз він професор Каліфорнійського університету в Берклі, а раніше був директором Радіоастрономічної лабораторії.

Лише зареєстровані користувачі можуть залишати коментарі. Увійдіть або зареєструйтеся.