Темная материя гравитационной линзы

Среди всех удивительных следствий общей теории относительности (ОТО), разработанной Альбертом Эйнштейном (Albert Einstein, 1879–1955) в 1916 году, предсказание гравитационных линз оказалось не самым примечательным для широкой публики. И это вполне естественно, поскольку оно не поражала воображение ни возможностью каждому стать моложе своих сверстников, двигаясь со скоростью, близкой к скорости света (парадокс близнецов ), ни очутиться в прошлом, двигаясь со скоростью больше скорости света, ни мгновенно переноситься на сотни и тысячи парсек по так называемым «кротовым норам» . Гравитационные линзы оказались гораздо менее таинственны, чем чёрные дыры, ставшие в определённом смысле символом науки ХХ столетия, или «Большой взрыв» , названный так в насмешку, а превратившийся в основную метафору революционной ломки каких-либо стереотипов. С точки зрения широкой публики заслуги гравитационного линзирования в современной науке незаметны, хотя с точки зрения самой науки эти заслуги весьма существенны. Интересен и тот факт, что обнаружение и использование гравитационного линзирования «задержалось» на несколько десятилетий — его предсказал сам Эйнштейн вскоре после создания ОТО, а открыли его только в 1979 году.

В основе этого явления лежит эффект искривления пространства вблизи массивного тела , а значит, и эффект искривления световых лучей. Для того чтобы наглядно себе представить, как это происходит, обычно советуют обойтись только двумя пространственными измерениями и изобразить весь космос листом бумаги или, ещё лучше, куском ткани, натянутой на жесткую рамку. В отсутствие массивного тела на этой поверхности она остаётся ровной и плоской, в случае же появления такового наша поверхность деформируется, прогибаясь (искривляясь) под его весом.

Эффект отклонения луча далекой звезды в гравитационном поле Солнца был первым наблюдаемым подтверждением ОТО. Обнаружение в 1919 году эффекта искривления светового луча количественно совпало с теоретическими расчётами ОТО — именно это немедленно сделало Эйнштейна знаменитостью. Это был триумф общей теории относительности, которая, без сомнения, несла в себе огромный революционный заряд, кардинальным образом меняя наши представления о пространстве, времени, материи. Первой о сенсации сообщила лондонская «Times», и тут же эхом откликнулась пресса Голландии , Германии , Швейцарии , США , Испании , Бразилии и многих других стран.

Лишь прискорбное стечение обстоятельств ответственно за то, что история этой сенсации никак не связана с Российской Империей. Первые попытки обнаружить искривление светового луча от прямолинейной траектории предпринимались и до знаменитой теперь публикации 1917 года. В ней давалась уже численная оценка, а общие соображения об искривлении пространства Эйнштейн высказывал и раньше. Сначала наблюдениям полного солнечного затмения 1912 года в Аргентине помешали дожди, а два года спустя для наблюдения затмения 21 августа 1914 года из Германии в Крым на Симеизскую обсерваторию была снаряжена специальная экспедиция, финансируемая знаменитым немецким магнатом Густавом Круппом (Gustav Krupp von Bohlen und Halbach, 1870–1950). Однако начало Первой мировой войны сделало работу невозможной: какие-то члены экспедиции сразу покинули Россию, другие были арестованы российскими властями. Начнись война на месяц позже…

Однако одного только искривления пространства недостаточно для гравитационного линзирования — оно должно искривиться таким образом, чтобы луч от далекой звезды мог фокусироваться. Именно поэтому эффект удалось обнаружить только через 60 лет после теоретического предсказания. Но, кроме особенностей самого линзирования, были сложности, связанные с развитием наблюдательной техники. До середины ХХ века в наблюдательной астрономии внегалактическая наблюдательная астрономия делала только свои первые шаги. Вероятность же линзирования на звёздах, то есть совпадения звезды-линзы и линзируемого объекта (звезды, служащей источником света) на одном луче зрения, ничтожно мала — она выражается числом с 18 нулями после запятой. А для галактик она значительно больше, что и подтвердилось в наблюдениях 1979 года. Именно с этого времени гравитационное линзирование стало ещё одним эффективным и действенным инструментом познания Вселенной.

Ход лучей в космической линзе

Главная ценность гравитационного линзирования в том, что оно дает информацию не только и не столько о наблюдаемом объекте, изображение которого искажается линзой, сколько о самой линзе, её свойствах и параметрах. Всего различают два вида линзирования — сильное и слабое. При слабом линзировании линза только искажает форму и видимые положения удаленных объектов. При сильном линзировании влияние линзы настолько велико, что изображение наблюдаемого через линзу источника расщепляется на несколько изображений, образующих кольца, дуги и иные более сложные фигуры. Имея изображение, «сделанное» сильной линзой, мы можем восстановить массу её центральной части, а следовательно, если в качестве линзы используется скопление галактик, — массу центральной части скопления. По слабому линзированию мы можем с определенной степенью достоверности оценить форму (вытянутость) удаленных источников, линзируемых скоплением галактик, и из этого получить пространственное распределение массы линзы.

Конечно, сами по себе результаты оценки массы линзирующих галактик и их скоплений представляют определённый интерес для внегалактической астрономии, однако этот интерес заметно возрастает, когда появляется возможность использовать полученные результаты для решения других насущных проблем современной физики и космологии. Одной из таких проблем является проблема тёмного вещества. Ещё в последней четверти ХХ столетия было достоверно установлено, — в частности, по динамике движения галактик и скоплений при их гравитационном взаимодействии, где и пригодилась независимая, не динамическая оценка масс галактик и скоплений, — что видимое вещество (звёзды и газопылевые облака) составляет в наблюдаемой части Вселенной не более 5% , тогда как невидимого вещества приблизительно в 5 раз больше.

Поначалу специалисты выражали надежду объяснить существование такой скрытой массы существованием невидимых астрономических объектов, не являющихся источниками какого-либо излучения, — например, холодные космическая пыль и газ, планетные системы вокруг звёзд, чёрные дыры . Такие объекты в качестве тёмного вещества рассматриваются и сейчас, однако сейчас появились основания полагать, что их недостаточно для получения «правильного» значения плотности тёмного вещества, поэтому приходится искать новых «претендентов» на звание «тёмного вещества». Это, прежде всего, массивные гипотетические слабовзаимодействующие частицы, которыми, в случае наличия у них большой массы, могут быть и нейтрино, сами нейтрино, если масса у них мала, гипотетические маломассивные частицы аксионы, частицы, существование которых следует из теории суперсимметрии , гипотетические сверхтяжелые частицы, и, наконец, самовзаимодействующее вещество. Предположительно, значительная часть всех этих частиц расположена в обширных галактических гало . Какой из этих «кандидатов» доминирует в наблюдаемой области Вселенной, какие просто наличествуют — все эти вопросы должны решаться разработкой соответствующих теоретических моделей и систематическими астрономическими наблюдениями. И тут-то большая надежда возлагается на гравитационные линзы! Несмотря на все свое оптическое несовершенство даже в сравнении с линзами обычных очков, они позволяют «увидеть» невидимое — вещество, не излучающее ни в одном из оптических диапазонов, тем не менее отклоняет лучи света, приходящие от более удаленных объектов, расщепляя и искажая их изображения.

Темные дела

Наблюдение линзирования галактиками или их скоплениями весьма полезно, но не позволяет получить ответы на все вопросы относительно тёмного вещества. Однако Вселенная «сжалилась» над нами, предоставив возможность наблюдать удивительное явление — взаимодействующие или, правильнее сказать, сталкивающиеся скопления галактик . Какую бы мы модель тёмного вещества не приняли, для нее будут возможны гидродинамические аналогии, описывающие столкновения конечных объёмов жидкости или газа. Оказалось, что такие аналогии не только уместны, но и довольно действенны. В самом деле, кого из нас не очаровывали в детстве брызги, возникающие при падении капель в чашку с водой. Хорошо известно, как по поверхности воды разбегаются круги. Очевидно, что-то похожее происходит и здесь: хотя сам процесс столкновения достаточно сложен, но его результат — разумеется, после соответствующей обработки изображений, — можно увидеть воочию.

Механизм формирования кольцевой формы — ее называют также кольцом Эйнштейна — такой же, что и у колец на поверхности воды: взаимодействие двух массивов частиц. Однако его природа совсем иная — его частицы есть частицы того самого загадочного тёмного вещества, которое так беспокоит умы современных исследователей. К сожалению, феномен наблюдения (в том смысле, что оно происходит вдоль луча зрения) подобного взаимодействия пока уникален во Вселенной и известен нам в единственном числе. Эта уникальность заключена не только в небольшом количестве взаимодействующих скоплений галактик, но и в их возможности «быть линзой», то есть в наличии за ними объектов — источников света, которые бы располагались на приемлемом расстоянии от оптической оси линзы. Вероятность такого сочетания крайне невелика, и нам остается надеяться на то, «что случилось однажды, может быть, дважды», и рано или поздно астрономам ещё повезёт наблюдать этот феномен.

Кроме поисков тёмного вещества гравитационные линзы можно использовать и в качестве других, астрофизических или космологических «приложений» ОТО. Одно из них — измерения постоянной Хаббла . Если блеск линзируемого объекта (квазара) изменяется во времени, эти изменения будут наблюдаться в каждом из его линзированных компонентов. Так как лучи света, формирующие изображения компонентов, распространяются по разным оптическим путям, вариации блеска источника будут наблюдаться в его линзированных изображениях не одновременно, а с некоторым запаздыванием (или опережением) относительно друг друга. Имея достаточно точные кривые блеска компонентов, можно получить оценку времени запаздывания. Если при этом измерены красные смещения объекта и гравитационной линзы, и известно распределение массы в линзе, можно получить теоретические оценки ожидаемых времен запаздывания. Сравнение ожидаемых и измеренных времен запаздывания позволяет оценить постоянную Хаббла. Это одна из важнейших физических постоянных, которая определяет масштаб «линейки», посредством которой астрономы измеряют размеры нашей Вселенной.

Ещё одно приложение гравитационного линзирования — микролинзирование квазаров . Первые регулярные наблюдения квазаров Q2237+0305 и Q0957+561 показали, что эти столь удаленные объекты достаточно «живые» и динамичные — наблюдаются изменения блеска их компонентов на интервалах в несколько лет или даже месяцев. Причиной этих вариаций являются события микролинзирования, проявляющиеся в локальных усилениях блеска отдельных компонентов гравитационно линзированных квазаров, объектами линзирующей галактики — звездами и/или планетами. Из-за наличия относительного движения в системе «квазар — линзирующая галактика (линза) — наблюдатель» видимые положения расщепленных макролинзой-галактикой изображений в разные моменты времени различным образом проецируются на плоскость галактики и как бы сканируют её изображение. При этом, если в какой-то момент вблизи луча зрения в направлении на один из компонентов окажется объект галактики (звезда), его изображение дополнительно линзируется этим объектом. Возникающие тогда расщепления компонентов порядка нескольких угловых микросекунд не могут наблюдаться современными средствами, но изменения блеска могут быть зарегистрированы при фотометрии такого объекта. Частота таких событий определяется относительной поперечной скоростью системы «квазар — линза — наблюдатель» и поверхностной плотностью объектов, а количественно наблюдаемые изменения блеска определяются массами линзирующих объектов и существенным образом зависят от углового размера линзируемого источника. Наблюдения событий микролинзирования предоставляют уникальную возможность измерения характерного размера квазара и изучения характеристик объектов линзирующей галактики с угловым разрешением, недоступным никаким другим методам.