Если бы свет распространялся прямолинейно, мы бы видели далекие астрономические объекты в определенных положениях на небе. Но из-за искривления световых лучей в гравитационном поле мы видим их немного смещенными. Это и называется гравитационным линзированием, поскольку в этом случае гравитационное поле выступает в роли своеобразной линзы. Различают несколько типов гравитационного линзирования. На рис. 4.7 показана схема сильного гравитационного линзирования. В этом случае свет, отклоняясь в гравитационного поле массивного объекта, находящегося между источником и наблюдателем, достигает наблюдателя несколькими путями. Наблюдатель, не знакомый с гравитационным линзированием, продлив по прямой пришедшие к нему лучи света, мог бы прийти к неправильному выводу о том, что видит несколько разных объектов. Но они обладают свойствами, которые позволяют доказать, что это – один и тот же объект. Объекты находятся на одном и том же удалении от наблюдателя, а их кривые блеска, т. е. зависимость светимости от времени, повторяют друг друга с некоторым временным сдвигом.

Первая гравитационная линза, которую астрономы так и называют – «Первая линза», была открыта в 1979 г. Деннисом Велшем, Робертом Каршвеллем и Рэйем Вэйменем. Это был линзированный квазар Q0957+561, выглядящий на небе как два квазара, которые находились на угловом расстоянии 6˝ друг от друга. Эти квазары имели одинаковое красное смещение z = l,41, а также идентичные спектральные характеристики (профили спектральных линий, отношения потоков в разных областях спектра и др.). Роль линзы в системе играет находящаяся перед квазаром галактика YGKOW G1 с красным смещением z = 0,36.

Сейчас известны десятки гравитационных линз, дающих в основном двойное изображение. Однако встречаются и гравитационные линзы, дающие четыре изображения, например линза «Крест Эйнштейна», открытая в 1985 г., и «Лист клевера», открытая за год до этого. Особый случай представляет недавно обнаруженная SN Refsdal, которая является единственной известной гравитационно линзированной сверхновой. Это поистине уникальное сочетание двух очень редких классов объектов: сверхновых и гравитационных линз. Она был впервые обнаружена в конце 2014 г. как гравитационная линза с четырьмя изображениями, расположенными крестообразно, и вскоре после этого исчезла. Затем она во второй раз появилась на том же месте через год. Это позволило впервые непосредственно измерить разность во временах распространения света по двум различным путям, что является важным достижением. Существует также единственная известная гравитационная линза CLASS B1359 + 154, дающая шесть изображений одного объекта. Обнаруженная в 2000 г., она имеет экстремально большое красное смещение 3,325.

Отметим интересную деталь. Число изображений в гравитационной линзе всегда должно быть четное. В обычных же оптически неоднородных средах число изображений всегда нечетное. Так, например, известен мираж тройного солнца, при котором на небе видны три изображения Солнца. Крайне редко встречается вариант, когда изображений пять. При этом число прямых изображений всегда на одно больше, чем обратных, т. е. зеркально отраженных.

Если бы линзирующий объект был сферически симметричен и точно располагался между источником и наблюдателем, мы вместо конечного числа изображений далекого объекта наблюдали бы кольцо, окружающее истинное положение объекта. Такое кольцо называется кольцом Эйнштейна, оно дает изображение в виде почти замкнутой круговой дуги или, гораздо реже, полного круга. Такая ситуация возникает, когда линзированный объект очень компактен. Но, поскольку в природе не встречается идеально сферически симметричных объектов, очень тонкое кольцо Эйнштейна от небольшого объекта вряд ли когда-либо удастся увидеть. Вместо него мы видим конечное четное число изображений.

Отдельно рассматривается случай так называемого микролинзирования, вызываемого не только более близкой галактикой, но и конкретными звездами этой галактики. В этом случае угол отклонения настолько мал, что отдельные изображения нельзя разделить. Микролинзирование проявляется в виде временного повышения яркости далекого объекта, иногда довольно существенного. В этом случае аналогия с линзой особенно удачна. Некоторые специалисты по микролинзированию утверждают, что по кривым блеска во время микролинзирования в отдельных случаях можно предполагать наличие у звезды-линзы массивных планет.

С точки зрения поиска темной материи больший интерес представляет так называемое слабое линзирование. В случае любого линзирования в результате прохождения света от далеких объектов через гравитационное поле их изображение не только смещается и изменяет яркость, но и деформируется. При слабом линзировании возникает одно изображение далекого объекта, но вытянутое в направлении, перпендикулярном по отношению к центру линзирующего объекта. В частности, если линзирующий объект достаточно компактный (например, галактика), то изображения более далеких объектов образуют дуги с центром в этой галактике. Эти дуги близки к участкам кольца Эйнштейна.

Если же линзирующий объект расположен достаточно далеко от луча зрения, дуги обнаружить не удается. В этом случае путем статистической обработки определяется преимущественное направление, в котором вытянуты наблюдаемые объекты и по которому определяется направление на линзирующий объект, а по степени деформации – его масса. Строго говоря, речь идет не о массе отдельной галактики, а об интегральной плотности материи вдоль луча зрения. Именно с помощью этого метода на рис. 4.5 были проведены линии постоянной плотности, называемые изоденсами.

Основное достоинство слабого линзирования состоит в том, что, в отличие от сильного линзирования, оно происходит всегда. При рассмотрении слабого гравитационного линзирования с z-фактором больше 0,1 уже необходимо принимать во внимание космологические эффекты. Поэтому по данным слабого гравитационного линзирования можно получить ограничения на значения космологических параметров. Таким образом, слабое гравитационное линзирование служит своеобразным мостом между исследованиями темной материи на масштабах галактик и скоплений и на космологических масштабах.

Теперь можно перейти к естественно возникающему вопросу о том, что из себя представляет небарионная темная материя. Существует экстравагантная гипотеза о том, что в качестве темной материи может выступать большое количество черных дыр небольших масс, которые проявляют себя только гравитационно. Эта гипотеза не получила сколь-либо широкого распространения, и мы упоминаем о ней только потому, что это – практически единственный вариант, когда темная материя состоит из макроскопических объектов. Во всех остальных случаях считается, что она должна состоять из каких-то массивных частиц. Поскольку она не может состоять из барионов, а все остальные более массивные известные элементарные частицы нестабильны, речь может идти только о неоткрытых до сих пор частицах.

Единственное, что нам известно об этих частицах, – это их название. Дело в том, что в науке принято давать названия гипотетическим объектам просто для удобства. Частицы, из которых состоит небарионная темная материя, получили название WIMP – weakly interacting massive particles, т. е. слабо взаимодействующие массивные частицы. В русском языке нет официального термина для этих частиц, но в разговорной речи космологи используют слово «вимп», являющееся калькой с английской аббревиатуры WIMP. В этой книге мы за неимением лучшего будем также использовать этот термин. Забавно, что эта аббревиатура по написанию и произношению совпадает с английским словом «wimp», имеющим значения «слабак», «тряпка» и т. п. в значении «нерешительный, бесхарактерный, не проявляющий себя человек». Хотя нет никаких указаний на этимологическую связь между этими словами, вимпы как частицы несомненно соответствуют слову «wimp» в том смысле, что не проявляют себя. Естественно, после появления этого термина появились и производные от него. Например, в одной из научных статей, где рассматривалась гипотеза о том, что вимпы более массивны, чем это предполагается, эти частицы были названы «вимпзилла» (от вимпов и Годзиллы).