Тёмная материя — это загадочная субстанция неизвестной природы, проявляющая себя только через гравитационное воздействие на другие объекты. Изначально замеченная по ускоренному вращению галактик, она до сих пор не имеет однозначного объяснения. Поскольку тёмная материя не взаимодействует с обычным веществом посредством электромагнитных полей, то её нельзя увидеть, ведь свет — это и есть электромагнитное излучение. Это делает изучение тёмной материи исключительно непростым занятием. В частности, довольно сложно определить её массу в галактиках, скорость вращения которых неизвестна. Известно, однако, что в них тёмная материя образует гало, масса которого может в несколько раз превышать массу обычного видимого (так называемого барионного) вещества.

Одним из методов определения массы гало тёмной материи является наблюдение эффекта гравитационного линзирования. Этот эффект заключается в отклонении от прямолинейного распространения лучей света, проходящих вблизи массивных объектов. В результате галактики, звёзды и т. п. выступают в роли своеобразных линз. Если за такой линзой располагается светящийся объект — другая галактика или квазар — то мы видим искажённое изображение этого объекта. По величине искажений можно определить массу гравитационной линзы.

Этот метод до сих пор мог быть использован только в том случае, если за исследуемой галактикой находится другой яркий объект. Это, однако, редкое явление, и поэтому массу большинства галактик определить таким методом невозможно. В свежей работе учёные предложили новый подход: исследовать воздействие гравитационной линзы на микроволновой реликтовый фон. Это излучение осталось с тех времён, когда наша Вселенная, бывшая горячей и представлявшая собой плотную плазму, остыла достаточно, чтобы начался процесс рекомбинации атомов водорода, в результате которого излучение, запертое до этого в плазме, начало свободно распространяться в пространстве. Реликтовый фон практически равномерно пронизывает всю Вселенную и имеет определённый спектр — соответствующий излучению тела с температурой около 2,7 Кельвин. Проходя вблизи массивной галактики микроволновой фон должен чувствовать линзирующий эффект, который приводит к возникновению небольших возмущений в реликтовом излучении. Эти возмущения и предлагается измерять в обсуждаемой работе.

В качестве карты реликтового фона исследователи использовали данные Атакамского космологического телескопа-поляриметра. Этот телескоп был спроектирован специально для изучения микроволнового фона, и особенно для измерения его поляризации. Именно поляризация излучения наиболее чувствительна к линзирующему эффекту, чем и обусловлен выбор инструмента для измерения. Ранее измерения поляризации реликтового фона на угловых масштабах порядка нескольких угловых минут позволили обнаружить самые большие из известных структуры во Вселенной — галактические нити и т. п.

Чтобы использовать аналогичный подход для определения массы галактик, учёным пришлось научиться измерять возмущения поляризации на более мелких угловых масштабах — порядка одной угловой минуты. Это, правда, все равно позволило определить массу только самых больших галактик и их скоплений — кластеров. Интересно, что использование космического реликтового фона дало несколько преимуществ по сравнению с фоновыми объектов. Во-первых, с высокой точностью известно время, когда излучение возникло. Во-вторых, хорошо известны все его свойства: спектр, поляризация и т. п. Ну и, в-третьих, как уже отмечалось выше, реликтовое излучение пронизывает всю Вселенную и приходит к нам равномерно со всех сторон, что теоретически позволяет изучать с его помощью любую выбранную галактику. При этом, конечно, в каждом конкретном случае требуется кропотливая работа по исключению других эффектов, потенциально вызвавших возмущение реликтового фона.

К сожалению, на сегодняшний момент данные по космическому реликтовому фону всё ещё слишком зашумлены, что не позволяет в полной мере раскрыть потенциал нового метода. Несмотря на это, учёным удалось статистическими методами на основе 12 000 изображений различных галактик построить характерное распределение тёмной материи в гало и сравнить его с известными теоретическими моделями. Этот метод позволил определить среднюю массу гало, и она совпала по порядку величины с данными, полученными путём наблюдения эффекта гравитационного линзирования на основе изображений далёких галактик и квазаров.

Авторы работы надеются, что предложенный ими метод станет дополнительным аргументом для создания новых, более совершенных телескопов-поляриметров, которые позволят измерять возмущения на более мелких угловых масштабах, и тем самым дадут возможность измерять массы произвольных галактик.

Источник: Weighing Dark Matter Halos with the Cosmic Microwave Background // Physics
Перевод: http://www.physh.ru/2015/04/vzveshivaniye-galo-tom...omoshchi-reliktovogo-fona.html