Невидимая Вселенная. Темные секреты космоса - Йостейн Рисер Кристиансен Страница 12

Ливитт обнаружила взаимосвязь между быстротой пульсации цефеиды и ее светимостью: чем медленнее пульсация, тем сильнее светит звезда в «яркий» период. Измеряя, как быстро пульсирует цефеида, мы можем узнать, сколько света она излучает, когда светит наиболее мощно. Ну вот, у нас есть стандартная свеча! Таким образом, мы можем измерить, сколько света доходит до Земли, и вычислить расстояние до цефеиды. Кроме того, наиболее яркие цефеиды — те, что медленно пульсируют, могут сиять в десятки тысяч раз ярче Солнца, а это означает, что за такими звездами можно наблюдать, даже если они находятся за пределами Млечного Пути.

Итак, цефеиды — еще одна ступенька космической лестницы: зная расстояние между Солнцем и Землей, мы измерим расстояние до ближайших звезд, используя параллакс. И если нам удастся измерить расстояние до ближайших цефеид при помощи параллакса, то мы сможем измерить расстояние до более отдаленных цефеид, используя их как стандартные свечи.

Помимо всего прочего, именно цефеиды позволили Цвик- ки определить расстояние до галактик в скоплении Кома. А это расстояние, в свою очередь, можно использовать для определения массы ярких звезд скопления.

Несмотря на этот безупречный метод, Цвикки, как мы уже поняли, серьезно промахнулся при расчете расстояния до скопления Кома. Но почему? Все дело в том, что во времена Цвикки были раскрыты не все тайны цефеид. Существуют разные классы цефеид с разным соотношением светимости и скорости пульсаций, а до 1940-х годов об этом известно не было. Это как если бы богач разместил два разных вида факелов вдоль дороги, а вы об этом и не подозревали. Проблема с различными классами цефеид привела к тому, что практически все расстояния до объектов за пределами Млечного Пути в 1930-х годах были недооценены, а в случае Цвикки из этого последовала еще и ошибка в оценке количества темной материи в скоплении галактик.

Цефеиды и измерение расстояний занимают не последнее место в истории Цвикки, а о ступенях космической лестницы мы еще не раз вспомним в этой книге. Но давайте-ка ненадолго вернемся к заключению Цвикки: существованию темной материи.

2.6. Темная материя. Или лишь слегка темноватая?

Цвикки столкнулся с несоответствием количества светящегося вещества количеству материи, оказывающей влияние на гравитацию. Но нам-то что с того? Просто много несветящегося вещества. Чему тут удивляться? Со всех сторон нас окружают не излучающие свет предметы. Ни птицы на крыше, ни окутанные облаками скалистые горы света не излучают.

Темная материя, которую в 1933 году заметил Цвикки, — а что, если это просто-напросто чуть менее яркая обычная материя? Как вообще ему удалось рассчитать массу, опираясь на количество света в галактиках? Если десятиграммовая лампочка светит гораздо ярче валуна в десять тонн, как вообще можно использовать свет, чтобы узнать хоть что-то о количестве материи?

Но не только камни в горах на Земле не излучают свет. Посмотрим, например, на наш космический райончик, Солнечную систему. Солнце-то светит чертовски ярко, а вот Земля, другие планеты, кометы, астероиды и прочая мелочь, кружащаяся вокруг Солнца, сами по себе холодные и темные. Да и к тому же Солнце содержит 99,9 процентов общей массы Солнечной системы, так что игнорирование планет и прочих небесных тел не особо скажется на количестве вещества, по крайней мере, в нашей планетной системе.

В таком случае вполне естественно будет предположить, что в остальных системах Млечного Пути и других галактиках большую часть массы составляют звезды. То есть если нам удастся высчитать массу звезды, в которой сосредоточена львиная доля вещества в системе, то на остальное спокойно можно закрыть глаза.

Проблема лишь в том, что не все звезды одинаковые. Одни звезды маленькие и светят слабо, другие же огромные, намного больше Солнца, и, соответственно, сияют в разы ярче. Если бы звезда в десять раз массивнее Солнца светила в десять раз ярче, то и сложностей бы не было. Но, к сожалению, все устроено не так просто. Как правило, если одна звезда в два раза массивнее другой, то яркость будет гораздо больше удвоенной. Например, обычная звезда, которая в десять раз массивнее Солнца, будет светить в 3000 раз ярче.

У обычных звезд прослеживается взаимосвязь между массой и светимостью. Во времена Цвикки люди только начинали в этом разбираться. Так что, в принципе, можно было посчитать звезды с разной светимостью в изучаемых галактиках и без особых затруднений предположить, какая там примерная плотность обычного вещества.

И тем не менее все было не так просто. Те галактики, которые изучал Цвикки, расположены настолько далеко и содержат так много звезд, что сосчитать все отдельные звезды до одной не представлялось возможным. Вместо этого он мог предположить, что пропорции звезд разной массы в далеких галактиках примерно такие же, как и в Млечном Пути. Основываясь на этом предположении, Цвикки мог использовать свет для оценки количества светящегося вещества в Коме.

Тут мы сталкиваемся с третьей проблемой. Чтобы понять, сколько света излучает звезда или галактика, нужно знать еще и расстояние до них. Хотя, наверно, в этом ничего странного нет, ведь мы привыкли, что свет слабеет по мере удаления от нас источника света. Закономерность того, как уменьшается яркость, проста и понятна. Когда расстояние до источника света удваивается, яркость уменьшается вчетверо, а когда расстояние возрастает в 10 раз, яркость уменьшается до одной сотой от оригинала. Если замерить, сколько света от звезды доходит до Земли, зная при этом расстояние до этой звезды, то подсчитать ее полную светимость будет проще простого. А с полной светимостью, как уже упоминалось, можно вычислить и массу.

Таким образом, Цвикки мог вычислить, сколько светящейся материи было в изучаемых областях, зная расстояние до звезд и галактик.

Наблюдения Цвикки были первыми в череде «открытий» темной материи в скоплениях галактик, притом, что большинство ученых следовали единой инструкции: первым делом нужно определить, сколько материи влияет на гравитацию в скоплении. Можно последовать примеру Цвикки и измерить скорости относительно галактик, а еще можно использовать гравитационное линзирование. Тогда уже придет черед измерить светящуюся материю. И тут появляется расхождение: светящейся материи маловато, и мы называем недостающую материю темной.

Аргумент простой, но все же не совсем удовлетворительный. Как