Еще более интересна открытая годом ранее галактика VIRGOHI21, находящаяся в созвездии Девы на расстоянии 50 млн св. лет, практически полностью состоящая из темной материи. Она является первой из так называемых темных галактик. Для нее отношение массы к светимости составляет около 500. Она была открыта по наблюдениям в линии нейтрального водорода с длиной волны 21 см, причем ширина линии указывала на большую скорость вращения и, соответственно, большую массу 1010–1011 M☉. Общая масса водорода в этой галактике существенно меньше и равна 2×108 M☉. Снимки этого участка неба в оптическом диапазоне не показывали ничего – даже специальные наблюдения космического телескопа «Хаббл» позволили обнаружить всего несколько сотен звезд.

Как видим, галактиками с наибольшими отношениями массы к светимости являются либо карликовые, либо темные галактики. И те и другие трудны для обнаружения, и нам известно гораздо меньше таких галактик по сравнению с нормальными галактиками. Тем не менее своим присутствием они увеличивают отношение массы к светимости Вселенной, которое сейчас оценивается в 100 Υ☉.

Но темные галактики оказались не единственным неожиданным подтверждением существования темной материи. В 2002 г. группа американских астрономов под руководством Максима Маркевича обнаружила, что одно из наиболее горячих скоплений галактик 1E 0657-56 на самом деле представляет собой результат столкновения двух скоплений галактик. Этот объект получил название «Пуля» (Bullet). При столкновении звезды и темная материя прошли сквозь друг друга, а горячий газ в результате столкновения потерял скорость и остался посредине. При этом температуры газа в двух скоплениях составляли 70 и 100 млн градусов, а относительная скорость – около 2700 км/с. В 2004 г. те же самые астрономы, исследуя это скопление, получили ограничения на сечение взаимодействия темной материи и восстановили распределение плотности материи по эффекту слабого гравитационного линзирования, о котором мы расскажем немного позже. Это показано на рис. 4.5, где цветом изображена температура, полученная по наблюдениям в рентгеновском диапазоне, а линиями – уровни плотности. Нетрудно заметить, что области максимальной плотности и максимальной температуры пространственно разделены. К 2006 г. был промоделирован процесс столкновения двух скоплений, приводящий к наблюдаемой картине распределения как плотности материи в целом, так и горячего газа – источника рентгеновского излучения. Модель подтвердила существование темной материи на доверительном уровне 8σ[72]. Анимированный видеоролик с результатами моделирования можно посмотреть на сайте космической рентгеновской обсерватории Chandra[73], на основании данных которой и было сделано это открытие. Впоследствии аналогичный результат был получен для другого скопления – MACS J0025.4-1222.

Все свидетельства существования темной материи сводятся к определению массы по ее гравитационному воздействию на окружающие объекты. Понятно, что это – единственный способ обнаружить темную материю, взаимодействующую только гравитационно. Такую темную материю называют зеркальной материей. Согласно наиболее распространенной гипотезе, в качестве такой материи могли бы выступать не открытые еще массивные частицы, называемые стерильными нейтрино. Исследуя кривые вращения, мы исследуем гравитационное воздействие на масштабах галактики, находя вириальную массу – на масштабе скопления. Сейчас мы посмотрим на результат гравитационного взаимодействия на больших масштабах, исследуя крупномасштабные нехаббловские движения галактик. С одной стороны, эти движения можно трактовать как падение галактик на области с повышенной плотностью материи. С другой, их можно рассматривать как результат развития начальных флуктуаций плотности и скорости во Вселенной, которые развивались в тесной взаимосвязи друг с другом. В результате флуктуации плотности развились в известную нам структуру Вселенной, а флуктуации скорости – в описываемые нехаббловские движения галактик. В этом методе галактики рассматриваются не как носители массы, а как пробные частицы в общем гравитационном поле Вселенной.

Скорость такого нехаббловского движения галактики, называемая пекулярной скоростью галактики, равняется разности ее истинной скорости и скорости, определенной по закону Хаббла (напомним, что речь идет только о лучевых, т. е. радиальных, скоростях). Истинная скорость галактики известна нам с большой точностью по измерению красного смещения. Что же касается скорости хаббловского разбегания, ее определить заметно сложнее, поскольку для этого требуется иметь независимую оценку расстояния до галактики. Откуда ее взять? Для близких галактик мы можем использовать методы оценивания расстояния по цефеидам или по вершине ветви красных гигантов[74], которые являются своего рода «стандартными свечами» во внегалактической астрономии. Но для более-менее удаленных галактик, где отдельные звезды не видны в телескоп, этими методами уже не удается воспользоваться. Расстояние до таких галактик определяется косвенно, используя статистические зависимости. Для определения расстояний до эллиптических галактик используется так называемый метод фундаментальной плоскости, а для спиральных – соотношение Талли – Фишера. Эти методы позволяют оценить абсолютную светимость или размер галактики по параметрам ее радиоизлучения. Зная видимую звездную величину или размер галактики, можно оценить расстояние до нее. Используются также оценки расстояния по флуктуации поверхностной яркости галактики или по вспышкам сверхновых. Эти зависимости дают оценку расстояния с точностью порядка 10 % (в лучших вариантах).

Но и тут не обошлось без противоречий с ΛCDM-космологией. В 2009 г. появилась работа, в которой была получена оценка характерных пекулярных скоростей, почти вдвое превышающая теоретические предсказания. Некоторые авторы поспешили раздуть из этого сенсацию и объявить об опровержении ΛCDM-модели. Впрочем, оценки скорости нехаббловского движения, полученные автором этой книги для той же области, оказались заметно меньше и вполне соответствовали предсказаниям теории. Дело в том, что в соотношение Талли – Фишера, по которому определяются расстояния до спиральных галактик, входит ряд параметров, измеряемых со значительными погрешностями. Особенно это касается ширины линии атомарного водорода, связанной со скоростью вращения галактик, которая может иметь погрешность порядка 20 %, а то и больше. На наш взгляд, влияние этих погрешностей либо неправильный выбор модели крупномасштабного движения и привели к получению завышенной оценки пекулярных скоростей.