Какой результат мы ожидаем получить? Солнце находится примерно на полпути от центра до края Галактики, и чем дальше мы уходим от Солнца к краю, тем заметнее снижается плотность распределения звезд. Подсчитывая звезды, приходим к выводу, что большая часть массы Млечного Пути сосредоточена в пределах солнечной орбиты. Итак, можно воспользоваться уже знакомым уравнением:
GM(<R) = v2R,
где M(<R) – это масса, находящаяся в пределах радиуса R. Если за пределами радиуса солнечной орбиты не так много массы, то величина M(<R) превращается в константу, и мы ожидаем, что за пределами солнечной орбиты величина v2R также будет примерно постоянной и v2 будет пропорциональна 1/R. Соответственно орбитальные скорости v вне солнечной орбиты должны масштабироваться пропорционально 1/√R. Именно такую закономерность мы наблюдаем в Солнечной системе: внешние планеты испытывают сравнительно слабое притяжение со стороны Солнца и, соответственно, движутся по орбитам медленнее, нежели внутренние планеты. Ожидается, что скорости орбитального вращения звезд должны снижаться в направлении от солнечной орбиты к краю Галактики.
Выполнять такие измерения в Млечном Пути сложно, и только в середине 1980-х годов астрономам удалось определить орбитальные скорости звезд и межзвездного газа на разнообразных расстояниях от центра Галактики. Каково же было их удивление, когда оказалось, что, по результатам измерений, скорости орбитального вращения во внешних регионах Млечного Пути не уменьшаются, а остаются практически постоянными.
Где же ошибка в наших рассуждениях? Глядя в сторону, противоположную от центра Галактики, мы видим меньше звездного света, чем в пределах орбиты Солнца, и из этого делаем вывод, что масса вещества, содержащегося в тех отдаленных регионах, также невелика. В этом выводе стоит усомниться. Чтобы вычислить массу содержимого Млечного Пути в пределах солнечной орбиты, мы воспользовались параметрами самой солнечной орбиты; аналогично, можно взять параметры орбит еще более далеких звезд, вращающихся по Млечному Пути, чтобы вычислить массу, заключенную в пределах этих более широких орбит. Воспользовавшись нашим уравнением GM(<R) = v2R, находим, что если скорость v остается постоянной, то масса, находящаяся в пределах радиуса R, линейно возрастает вместе с R. Чем сильнее мы удаляемся, тем больше массы обнаруживаем. Значительная доля массы Млечного Пути находится за пределами солнечной орбиты, но эта материя попросту не видна, поскольку не входит в состав звезд. Она называется темной материей. Присутствие темной материи угадывается лишь по ее гравитационному воздействию на звездные орбиты.
Сколько темной материи содержится в Млечном Пути? Ответ зависит от того, как далеко, на наш взгляд, простирается Млечный Путь. На расстоянии 40 000 световых лет от центра Галактики звезд уже практически нет, но орбитальные скорости тех немногих звезд, что расположены еще дальше, практически не отличаются от орбитальной скорости Солнца: примерно 220 км/c. Согласно максимально точным современным оценкам, на звезды и межзвездную среду приходится лишь незначительная часть всей массы Галактики, может быть, 10 %. Львиная доля массы Млечного Пути, примерно в триллион раз превышающая массу Солнца, присутствует в форме темной материи, простирающейся, вероятно, на 250 000 световых лет от центра Галактики. Примерно такую же массу можно вычислить, исходя из взаимных орбит Млечного Пути и Туманности Андромеды, нашей галактики-спутницы (воспользовавшись ньютоновским законом всемирного тяготения). Когда-то две эти галактики удалялись друг от друга (по причине общего расширения Вселенной), а сегодня летят навстречу одна другой со скоростью примерно 100 км/c и столкнутся приблизительно через 4 миллиарда лет.
Темную материю впервые обнаружил в 1933 году астроном Фриц Цвикки, измеривший общую массу галактического скопления Волосы Вероники. При этом он воспользовался нетривиальной версией формулы GM = v2R, подставив в нее радиус галктического скопления и скорости отдельных галактик, движущихся в гравитационном поле всего скопления в целом. Цвикки заключил, что скопление гораздо массивнее, чем совокупность всех входящих в него звезд и галактик, которые мы в состоянии наблюдать. Оставшееся вещество Цвикки назвал «dunkle Materie», на его родном немецком языке это выражение и означает «темная материя». Как будет рассказано в главе 15, эта материя практически наверняка состоит не из обычных атомов, а из элементарных частиц, пока не известных науке.
Еще одна очень интересная форма несветящейся материи, содержащейся в Млечном Пути, локализуется прямо в центре Галактики. Если наблюдать эту область Млечного Пути в инфракрасном диапазоне, то пыль – не помеха. Звезды в самом центре Галактики движутся по эллиптическим кеплеровским орбитам, и большая полуось орбиты такой звезды составляет всего 1000 а.е. (1/60 светового года), а период – около 20 лет. Объект, вокруг которого они все вращаются, невидим, но, опять же, законы Ньютона позволяют определить его массу. Этот объект тяжелее Солнца в немыслимые 4 миллиона раз. Он очень небольшой (определенно меньше орбит тех звезд, что вращаются вокруг него) и, следовательно, исключительно плотный и при этом невидимый. По всей видимости, это черная дыра, один из наиболее захватывающих объектов во Вселенной; мы подробно поговорим о черных дырах в главах 16 и 20. Итак, изучая Млечный Путь, мы добрались до переднего края физики: окраины Галактики заполнены экзотическими элементарными частицами, а в центре Галактики притаилась массивная черная дыра.
Глава 13
Вселенная галактик
Автор: Майкл Стросс
Век назад, когда Харлоу Шепли определял размеры Млечного Пути и наше место в нем, все астрономы считали, что Млечный Путь – это и есть вся Вселенная. Действительно, когда Шепли продемонстрировал, что Млечный Путь простирается на десятки тысяч световых лет, он был убежден, что построил карту всей Вселенной – сама эта огромная величина склоняла к такому выводу. Однако астрономов давно занимало, что же представляют собой туманности, заметные в телескопы. Звезда выглядит в телескоп как точка света, а туманности часто кажутся «продолговатыми» и размытыми. В этой книге мы уже обсуждали разные туманности: например, планетарные, возникающие, когда красный гигант сбрасывает внешние оболочки. Туманность Ориона – регион интенсивного звездообразования, где окружающий газ флуоресцирует, так как подсвечивается сиянием жарких молодых звезд. Есть даже темные туманности – облака пыли, не пропускающие свет от расположенных за ними звезд. Однако существует иной класс туманностей, которые за характерную форму именуются спиральными. Туманности этого класса сильно напоминают Млечный Путь, каким мы его сегодня представляем. Сто лет назад спиральная структура диска Млечного Пути еще, конечно же, не была известна: живя в самом диске, мы не представляли себе его трехмерной структуры, и поэтому нам было сложно уловить его сходство с более широким классом объектов. Как вы помните, астрономические изображения лишены «глубины»: рассматривая конкретную туманность, априори невозможно сказать, что именно перед нами: небольшой объект, удаленный на несколько сотен световых лет, либо поистине колоссальная структура, до которой миллионы световых лет.
