Как работает Вселенная: Введение в современную космологию | страница 93

Все свидетельства существования темной материи сводятся к определению массы по ее гравитационному воздействию на окружающие объекты. Понятно, что это – единственный способ обнаружить темную материю, взаимодействующую только гравитационно. Такую темную материю называют зеркальной материей. Согласно наиболее распространенной гипотезе, в качестве такой материи могли бы выступать не открытые еще массивные частицы, называемые стерильными нейтрино. Исследуя кривые вращения, мы исследуем гравитационное воздействие на масштабах галактики, находя вириальную массу – на масштабе скопления. Сейчас мы посмотрим на результат гравитационного взаимодействия на больших масштабах, исследуя крупномасштабные нехаббловские движения галактик. С одной стороны, эти движения можно трактовать как падение галактик на области с повышенной плотностью материи. С другой, их можно рассматривать как результат развития начальных флуктуаций плотности и скорости во Вселенной, которые развивались в тесной взаимосвязи друг с другом. В результате флуктуации плотности развились в известную нам структуру Вселенной, а флуктуации скорости – в описываемые нехаббловские движения галактик. В этом методе галактики рассматриваются не как носители массы, а как пробные частицы в общем гравитационном поле Вселенной.

Скорость такого нехаббловского движения галактики, называемая пекулярной скоростью галактики, равняется разности ее истинной скорости и скорости, определенной по закону Хаббла (напомним, что речь идет только о лучевых, т. е. радиальных, скоростях). Истинная скорость галактики известна нам с большой точностью по измерению красного смещения. Что же касается скорости хаббловского разбегания, ее определить заметно сложнее, поскольку для этого требуется иметь независимую оценку расстояния до галактики. Откуда ее взять? Для близких галактик мы можем использовать методы оценивания расстояния по цефеидам или по вершине ветви красных гигантов[74], которые являются своего рода «стандартными свечами» во внегалактической астрономии. Но для более-менее удаленных галактик, где отдельные звезды не видны в телескоп, этими методами уже не удается воспользоваться. Расстояние до таких галактик определяется косвенно, используя статистические зависимости. Для определения расстояний до эллиптических галактик используется так называемый метод фундаментальной плоскости, а для спиральных – соотношение Талли – Фишера. Эти методы позволяют оценить абсолютную светимость или размер галактики по параметрам ее радиоизлучения. Зная видимую звездную величину или размер галактики, можно оценить расстояние до нее. Используются также оценки расстояния по флуктуации поверхностной яркости галактики или по вспышкам сверхновых. Эти зависимости дают оценку расстояния с точностью порядка 10 % (в лучших вариантах).