Зачем ученые придумали тёмную материю?

Потому что пока присутствие тёмной материи наиболее полно объясняет наблюдательные проявления Вселенной. И это наиболее простое объяснение наблюдательных данных. Но и оно, мягко говоря, достаточно сложное. Что, если я скажу, что тёмная материя необходима для решения более глубоких проблем, чем большая дисперсия скоростей галактик в скоплениях и плоские кривые вращения галактик за пределами их оптических границ? Эти проблемы решаемы подменой скрытой гравитирующей массы чем-то другим, барионным, но не светящимся. Тёмная материя нужна совсем не за этим.

Чтобы разобраться зачем необходима тёмная материя -- и то, очень и очень отдалённо -- важно прежде разобраться в других правилах исследования Вселенной.

Во-первых, будем честны -- понять устройство Вселенной, задавая вопросы на Кью, не получится. Всё очень сложно. Профессионалы, специалисты, учёные, исследователи тратят десятилетия, чтобы лишь приблизительно понять, как всё на самом деле устроено. Совсем мощные учёные могут увидеть картину шире, серьёзно преуспев в нескольких областях исследований. Люди закладывают на это целую жизнь, а не наивно вопрошают на Кью и рассуждают в комментариях, гадая на кофейной гуще и своих очень ограниченных знаниях. Потому, важно оговориться -- на научно-популярных ресурсах, максимум, что вы сможете узнать (в лучшем случае) -- лишь очень отдалённую картину мира, многократно отфильтрованную и переведённую с дремучего языка математики и физики. Было бы наивно ожидать очень просто и без интеллектуальных усилий вдруг внезапно понять всё -- очень сложную и многогранную окружающую и включающую нас Вселенную. По-настоящему разбираться в сложных вопросах и напряжённо думать сутками над сложными задачами, прорешивать системы уравнений и формулировать физические законы вокруг конкретной проблемы или явления -- занятие энергоёмкое и затруднительное. Вполне ясно, отчего люди предпочитают интеллектуальному труду поинтересоваться о неподъёмно сложных вопросах и посудачить в комментариях с деловитым видом понимающих. Однако, важно при этом понимать, что вопросы уровня "как возникла Вселенная?" ну, как бы, бестолковые. Примерно как "вот я не умею интегрировать -- научите меня за полчаса", или "Как научиться проводить шунтирование сосудов сердца за выходные?". Так не работает. Нужно очень постараться. Без фундамента дом не построить.

1. Как работает наука. Модели.

Люди, сильно далёкие от науки, зачастую неверно представляют принципы работы науки. Многие предполагают, что вот собираются такие учёные на каком-нибудь симпозиуме и объявляют "а давайте введём в обиход тёмную материю! Это объяснит скорости вращения в галактиках!" и такие голосуют, ну там 94% "за", 6% "против". Вот и ввели тёмную материю и окей значит. Внезапно, но нет.

Учёные стараются описать окружающую Вселенную наиболее простыми моделями. К слову, точно измерить Вселенную невозможно (и это строго доказано), и всё, что нам остаётся -- это лишь приближённо описывать Вселенную моделями. Как только простая модель не способна описать наблюдения -- модель усложняется. Порой происходит вообще слом парадигм и это нормально. Учёные постоянно всё стараются описать как можно проще, но при этом провести эксперимент, который сломает имеющуюся модель. Чтобы ещё более точно описать физику чуть более сложной моделью, ведь всё, что сейчас есть в науке -- заведомо неполно. Правила исследований предельны просты: модель хороша, когда описывает наблюдаемые данные, и превосходна, когда в состоянии предсказать какие-то явления наперёд!

То есть, научные теории способны предсказать, например, вспышку Сверхновой (к слову, промоделировав распределение массы в гравитационной линзе, с учётом гало тёмной материи, отдельных галактик и т.д., которая согласно Общей теории относительности гравитационно отклоняет свет линзированных лучей), а какой-нибудь дилетант-путаник придумает свою супер-собственную теорию всего имени себя самого, основанную на квантовых спиральных бульбуляциях вихревых полей эфирного вакуумного сознания, которая ничего не описывает и не предсказывает -- а, следовательно, бестолковая. При встрече таких "понявших всё" фантазёров-коекакеров -- смело посылайте их на три буквы (в лес) и не тратьте на их россказни своего времени (увы, но естественно-научные секции на Кью изобилуют подобными персонажами).

В итоге, как развивается наука? Некогда была картина мира Птолемея, где в центре мироздания находилась наша планета. Напряглись, но смогли построить модель движения небесных светил. Но появились наблюдения (например, орбита Марса всё никак не укладывалась в имеющуюся модель), которые требовали более аккуратных описаний. Кеплер проанализировал имеющиеся наблюдательные данные и эмпирически сформулировал законы, названные в его честь. Это послужило импульсом для вывода Ньютоном основных законов механики и теории всемирного тяготения. Это очень могучие законы, позволившие предсказать наличие планеты Нептун, которая гравитационно возмущала планету Уран. Однако, ньютоновской механики оказалось недостаточно для объяснения орбиты Меркурия и проблему удалось разрешить лишь представленной Эйнштейном Общей теорией относительности, которая наиболее полно описала предыдущие наблюдения и смогла предсказывать куда более интересные и удивительные явления природы вокруг нас.

То есть, имеющиеся законы физики могут постоянно уточняться. То, что ранее считалось предельно точным описанием -- при более внимательном исследовании оказывается лишь приближённым. Модели обрастают более уточнёнными детализациями. Новые теории обобщают старые, учитывают всё наблюдаемое ранее. Они усложняются и развиваются.

2. Что такое моделирование?

Чтобы дальше понять смысл рассуждений -- необходимо разобраться что стоит за компьютерным моделированием реальных наблюдательных данных. Я покажу на реальных примерах настоящих астрономических наблюдений.

Далёкие от реальной науки обыватели начинают рассуждать, что смогут понять Вселенную без знаний математики (это самообман). В действительности, хорошему исследователю без математического аппарата не удастся даже толком обработать полученные данные (необходимо знать мат.статистику, поскольку идёт измерение случайных величин). Всё начинается с получения подобных изображений.

Чтобы получить подобную обработанную картинку -- придётся изрядно попотеть, получив ряд калибровочных кадров, исследовав приёмник излучения, написав программы обработки "сырых" данных и много чего ещё попутно. Наконец, в итоге перед нами предстанет нечто похожее. Это прямой снимок далёкой активной галактики VII Zw 244 (что такое квазары, в ответе так же приведена полезная картинка, что предполагается в центре ядра активной галактики), состоящей из сотен миллиардов звёзд. Выглядит не густо. Я опускаю подробности, как определяется, что это далёкая галактика. На это ещё нужно с десяток ответов написать.

Окей, несколько лет мониторинга дают нам изменение потока от этой активной галактики -- то есть, как менялась яркость объекта за чуть более 800 дней.

Два цвета -- два разных фильтра. В одном центральная длина волны 5250 ангстремов, в другом 5500 ангстремов. В одном фильтре мы видим изменение потока от аккреционного диска вокруг сверхмассивной чёрной дыры, в другом изменение потока от облаков газа, обращающихся на более далёком расстоянии от чёрной дыры (подробнее, читайте в статье). Смысл в том, что если из красной кривой вычесть синюю -- она по форме должна повторить синюю, но она должна быть смещена вперёд по времени. Ровно на то время, которое свет от аккреционного диска идёт до облаков газа. Это закладывается в физике модели ядер активных галактик. Если это не так -- моделирование бесполезно и ничего не даст. Если удастся смоделировать кривые, кусками которой являются эти точки в виде измерений потоков за 800 дней -- тогда модель работает, поможет измерить расстояние до орбиты газа, и определить массу сверхмассивной чёрной дыры в центре галактики. И это должно работать для сотен других наблюдений активных галактик. Иначе модель некорректна и её следует уточнять. Ещё раз -- посмотрите на первый кадр и какие глубокие выводы стоят за дальнейшим его анализом. Человек видит то, что знает. Годы наблюдений и годы исследований стоят за получаемыми результатами.

А вот результат моделирования. Действительно, красная кривая блеска смещена во времени относительно синей, что показывает, что из разных частей ядра излучение приходит с некоторой задержкой во времени. Кривые блеска моделировались по апостериорным данным на основе mcmc-сэмплирования методами Монте-Карло в марковских цепях (мало ли, может знатоки статистики удивятся где такие достаточно продвинутые методы применяются в астрофизике). Кривые смещены на ~31 день, значит расстояние между аккреционным диском и переизлучающими тот же поток облаками 31 световой день.

Окей, рассмотрим теперь следующую кривую блеска (получаемую из подобных прямых снимков с точечными объектами). Это затменная двойная система VZ Hya (данные взяты из статьи, отдельная благодарность Александру Колбину за прочитанный в своё время курс по обратным задачам в астрофизике!).

Изменение яркости системы со временем (по нижней оси -- фаза, то есть изменение блеска всё время повторяется снова и снова, по вертикальной оси -- нормализованный поток на единицу).

Опираясь на опыт большого числа исследований подобных объектов -- строится наиболее простая математическая модель круговой орбиты системы сферических звёзд. Поведение двух звёзд-компонент из соображений известных законов физики описывается математически уравнениями, которые затем программируются и с помощью компьютерных вычислений наблюдаемые данные наилучшим образом описываются имеющейся моделью описанной физики.

Программируются системы уравнений, описывающих потерю блеска во время минимумов (вот этих провалов яркости, глубоких впадин в кривой блеска). На основе уравнений моделируется искусственная кривая блеска, зависящая от набора искомых параметров. Только в единственной комбинации параметров (угол наклона орбиты, радиусы звёзд, отношения блеска звёзд, параметры потемнения и т.д.) -- получится именно такая кривая блеска (как в наблюдениях). И это не просто подгонка параметров. В моделировании закладывается реальная физика (уравнения небесной механики, элементарной геометрии, законов излучения и т.д.). Когда мы применим эту модель для кривой блеска подобных объектов иной формы -- эта математическая модель так же детально опишет и их переменность яркости.

Падение блеска обусловлено затмением, когда при вращении системы бо́льшая звезда затмевает меньшую звезду (и наоборот).

При иных параметрах (иные радиусы компонент, или другой наклон к лучу зрения) -- кривая блеска будет существенно иной. Будут иные профили затмений, будут иные глубины этих падений блеска.

Решается обратная задача -- когда из имеющихся наблюдательных данных получается искомый набор параметров, которые и привели именно к таким наблюдениям.

Я привёл пример двух достаточно простых моделей того, что происходит в центре активной галактики и в затменной двойной системе звёзд. Надеюсь, мне удалось передать основную суть моделирования в науке... Это не самое тривиальное занятие, программные коды раздуваются на сотни строк, вычисления сильно грузят процессоры и занимают некоторое время... Но, однако, приведённые примеры достаточно просты... Ведь они описывают наблюдательные проявления лишь определённых видов объектов (квазары и двойные затменные звёзды). Представьте, насколько сложно смоделировать эволюцию целой наблюдаемой Вселенной в течении ~14 млрд лет?

3. Зачем на самом деле нужна тёмная материя?

С одной стороны, имеется большая дисперсия скоростей галактик в скоплениях, с другой стороны, имеются плоские кривые вращения галактик за пределами их оптических границ. В Интернетах обычно это списывают на наличие тёмной материи. И, в целом, это не лишено смысла. Действительно, имеется проблема в виде дефицита массы для описания наблюдений. Однако, эти проблемы не являются такими уж неустранимыми. В конце концов, столь привычная нам барионная масса тоже может быть невидима (более того, реально мы видим лишь 10-20% барионной массы, ок?). Скрытую массу в близких галактиках при желании можно объяснить барионами. То есть, я хочу передать мысль, что эти проблемы недостаточны для введения такой сущности как "тёмная материя". Тёмная материя, на самом деле, нужна для гораздо более важных явлений -- а именно для формирования галактик.

Без тёмной материи невозможно быстро вырастить флуктуации плотности с момента рекомбинации (z ~ 1300) до наших дней (z = 0). Посредством гравитационной неустойчивости Джинса никакие звёзды и галактики за время, прошедшее после рекомбинации не сумели бы образоваться. Необходима электрически нейтральная тёмная материя, переставшая взаимодействовать с излучением задолго до эпохи рекомбинации, выращивавшая свои флуктуации задолго до z ~ 1300, и именно тёмная материя доминирует в гравитации, в процессе коллапсов, фрагментаций, построения крупномасштабных структур во Вселенной.

Немного исторического экскурса в прошлое. Вернёмся на отметку в ~350 тыс. лет на шкале возраста Вселенной.

По мере расширения Вселенной температура упала настолько, что электроны уже могли рекомбинировать с протонами, образуя электрически нейтральные атомы водорода (рекомбинация гелия существенно пораньше была, поскольку энергия ионизации гелия выше, но тогда ещё Вселенная была непрозрачна для фотонов теплового излучения) -- и, наконец, барионы смогли отделиться от фотонного моря. В конце эпохи рекомбинации возникло реликтовое излучение (в момент последнего рассеяния фотонов на электронах). Этот момент мы наблюдаем сейчас непосредственно как реликтовый фон. И мы можем оценить насколько температура распределена равномерно (спойлер: наблюдаемое распределение очень однородно! Как и распределение вещества).

======= ПРОДОЛЖЕНИЕ ОТВЕТА ТУТ=======