Однако  большинство физиков убеждено в том, что невидимое вещество состоит из элементарных частиц. В процессе многочисленных экспериментов учёные так модифицировали свои экспериментальные устройства, чтобы сделать возможным изучение некоторых из частиц тёмного вещества. Слабо взаимодействующие массивные (CВМ) частицы, или вимпсы (WIMPs — Weakly Interacting Massive Particles), должны пролетать сквозь детектор со скоростью 320 км/с. По некоторым оценкам, каждое мгновение миллионы этих мельчайших пылинок могут пролетать через каждый квадратный сантиметр космоса. Предполагается, что, когда интенсивный поток СВМ-частиц будет пролетать через кристалл (германий и силикон), одна из частиц будет время от времени ударять в ядро кристаллической решётки и решётка начнёт вибрировать из-за толчков, поскольку эти частицы, по расчётам, должны иметь массу примерно такую же, как атом. Небольшая часть энергии этих ударов будет передана электронам в кристалле, заставляя их перемещаться. Каждый кристалл соединён со свинцовой батареей; эффект наблюдается в результате помещения в электрическое поле такой системы кристалл-батарея и измерения потока зарядов — метод, известный как ионизационное обнаружение. Поскольку почти все СВМ-частицы просто пролетят сквозь кристалл, как если бы его не было, то результирующий заряд будет слабым. Один кристалл массой 900 г может испытать от 1 до 1000 взаимодействий с вимпсами каждый день независимо от их природы.

     Аксион. Аксион — это гипотетическая частица, используемая в физике для решения некоторых проблем, возникающих при моделировании сильного взаимодействия — взаимодействия, которое удерживает атомные ядра от распада. Один аксион может быть более чем в триллион раз легче электрона, но в каждом кубическом сантиметре их может быть 100 миллиардов. Аксионы-вимпсы могут аннигилировать в тёмном гало Млечного Пути, испуская гамма-лучи, антипротоны и позитроны. Такую радиацию можно зафиксировать, но пытаться выделить этот сигнал на фоне излучения нашей Галактики едва ли проще, чем обнаружить СВМ-частицы в лаборатории.

     Нейтрино — возможный носитель скрытой массы. Нейтринная астрофизика изучает физические процессы в космических объектах, происходящие с участием нейтрино. Проблемы регистрации космических нейтрино ν относятся к нейтринной астрономии. Нейтрино естественного происхождения во Вселенной имеют три принципиально различающихся по своей природе источника.

     На ранних стадиях горячей Вселенной, в течение приблизительно 1 с после начала её расширения, нейтрино находились в тепловом равновесии с веществом. От этой эпохи нам остался сильно остывший с тех пор газ космологических нейтрино (реликтовые нейтрино).

     В обычных звёздах типа Солнца нейтрино рождаются в ядерных реакциях, обеспечивающих наблюдаемую светимость звёзд. При взрывах сверхновых звёзд и в звёздных гравитационных коллапсах температура в центре звезды поднимается настолько, что рождаются позитроны и даже π-мезоны (пионы) и мюоны (μ), которые образуют нейтрино в реакциях:

e ^– + e ⁺ → ν + ν ^- ,  
μ → ν + ν ^-, 
π ^± → μ ^± + ν.

     Энергии этих звёздных нейтрино находятся в основном в диапазоне от долей до нескольких десятков мегаэлектронвольт. Нейтрино рождаются также космическими лучами. Ускоренные до высоких энергий протоны или более тяжёлые ядра, сталкиваясь с ядрами атомов или с низкоэнергетическими фотонами, производят π — и K-мезоны, в результате распада которых возникают космические нейтрино высоких энергий. Их энергетический диапазон, доступный регистрации, простирается от нескольких десятков гигаэлектронвольт до, возможно, 10 ¹⁵–10 ¹⁶ эВ.

     Коричневые карлики — маломассивные холодные звёзды. Данные о массах компонентов двойных звёзд неоценимы для установления статистической зависимости между абсолютной болометрической величиной звезды и её массой — зависимости, которая вытекает из современной теории внутреннего строения звёзд и источников энергии звёзд. Эта зависимость служит для определения масс одиночных звёзд по их светимостям (иначе, по их абсолютным болометрическим звёздным величинам M_бол ). Масса коричневого карлика оценивается как 0,5 M _Sol. В недрах таких звёзд никогда не загораются термоядерные реакции.

     Нейтронные звёзды. Нейтронные звёзды представляют собой гидростатически равновесные звёзды, вещество которых состоит в основном из нейтронов. Существование нейтронных звёзд было предсказано в 30-х годах нашего века, вскоре после открытия нейтрона. Однако только в 1967 году они были обнаружены в виде импульсных источников радиоизлучения — пульсаров. Затем (1971) было установлено, что нейтронные звёзды проявляют себя также как рентгеновские пульсары и вспыхивающие источники рентгеновского излучения — барстеры (1975). Возможно, на одной из своих стадий существования нейтронные звёзды являются источниками гамма-всплесков. К 1996 году уже открыто более 700 нейтронных звёзд, из них около 100 в виде рентгеновских пульсаров, более 50 в виде барстеров, а остальные в виде обычных радиопульсаров.

     Чёрная дыра. чёрная дыра — это область пространства-времени, в которой поле тяготения настолько сильно, что вторая космическая скорость (параболическая скорость) для находящихся в этой области тел должна была бы превышать скорость света, то есть из чёрной дыры ничто не может вылететь — ни излучение, ни частицы, ибо в природе ничто не может двигаться со скоростью, большей скорости света. Границу области, за которую не выходит свет, называют горизонтом чёрной дыры. Для того чтобы поле тяготения смогло „запереть“ излучение, создающая это поле масса должна сжаться до объёма с радиусом, меньшим гравитационного радиуса r_g = GM / c ². Гравитационный радиус чрезвычайно мал даже для больших масс (например, для Солнца, имеющего массу 2×10 ³³ г, r_g = 3 км, для Земли это значение ещё меньше — около 9 мм).

     Поле тяготения  чёрной дыры описывается теорией  тяготения Эйнштейна. Согласно этой теории, вблизи чёрной дыры геометрические свойства пространства-времени описываются  неэвклидовой (римановой) геометрией, а время течёт медленнее, чем вдали, вне сильного поля тяготения. 
Проблема «скрытой массы»

     Астрономы имеют серьезные основания подозревать, что в пространстве между галактиками  может быть много труднонаблюдаемых  форм материи — много скрытой  массы. Может быть, невидимые ореолы скрытой массы окружают даже отдельные галактики.

     Одним из поводов для такого подозрения являются результаты измерений масс скоплений галактик. Измерения проводятся следующим образом. Правильные скопления  имеют симметричную форму, распределение  галактик в них плавно спадает  от центра к краю, и поэтому есть все основания считать, что скопления находятся в равновесном состояние когда энергия движений галактик уравновешена силой взаимного тяготения всех масс, входящих в скопление. В этом случае, как мы уже говорили в главе о способахизмерения масс, можно определить силу тяготения, а значит, и полную массу всех видов материи, входящих в скопление, ибо все они участвуют в создании поля тяготения. Такое определение, выполненное, например,- для скопления галактик в созвездии Волосы Вероники, приводит к значению 2*1015 масс Солнца.

     Но  можно определить массу скопления  и другим путем. Для этого надо подсчитать полное число всех галактик, входящих в скопление, и помножить  на массу средней галактики. Если так сделать, то получается масса  раз в десять меньше, чем при определении первым способом. Значит, в скоплении должна быть невидимая масса между галактиками, которая и создает дополнительное поле тяготения и учитывается в первом способе, но не входит в галактики и не учитывается во втором способе. Подобные же результаты получаются и при исследовании других скоплений галактик.

     Конечно, при применении обоих способов возможны неизбежные ошибки. Но вряд ли эти ошибки столь велики, что могут объяснить  все расхождение в результатах. Тщательный анализ показывает, что “свалить” всю вину за получение парадоксально большой массы в скоплениях на подобные ошибки крайне трудно.

     Полученные  выводы заставляют со всей серьезностью отнестись к поискам скрытой  массы, причем не только в скоплениях галактик, но я между скоплениями. В какой форме может существовать скрытая масса? Может быть, это межгалактический газ? Ведь объем пространства между галактиками гораздо больше объема пространства, приходящегося на галактики! Поэтому межгалактический газ, концентрация которого хотя и много меньше, чём у газа внутри галактик, может в результате все же давать гигантские массы. Подчеркнем, что межгалактический газ является не единственным кандидатом в скрытые массы. Эти массы могут быть обусловлены и другими видами материи. Такую возможность мы разберем далее.

     Теперь  же вернемся к газу и посмотрим, как  его можно обнаружить. Прежде всего  напомним, что газ во Вселенной  в основном состоит из водорода. Следовательно, чтобы установить наличие  газа в межгалактическом пространстве, надо искать водород. В зависимости от физических условий газ может быть в нейтральном и ионизованном со-стояниях. Начнем с оценки возможного количества нейтрального водорода. Если свет от далекого источника идет через газ о нейтральными атомами водорода, то происходит поглощение атомами излучения на определенных частотах. По атому поглощению можно пытаться обнаружить нейтральный водород на огромных просторах между скоплениями галактик. В качестве источников света используются далекие квазары. Предпринятые попытки показали, что межгалактического водорода в нейтральном состоянии крайне мало. По массе его, по крайней мере, в десятки тысяч раз меньше, чем светящегося вещества в галактиках.

     Таким образом, межгалактический газ, если он и есть, должен быть ионизованным, а значит, и сильно нагретым. Как показывает анализ, для этого необходимы температуры больше миллиона градусов. Не следует удивляться, что, несмотря на такую температуру, этот газ практически невидим. Дело в том, что плотность его очень мала, газ прозрачен, излучает мало видимого света. Но все же эта ионизованная высокотемпературная плазма испускает достаточно много ультрафиолетового излучения и мягких рентгеновских лучей. Горячий газ можно искать по ультрафиолетовому излучению. Есть и другие способы поисков горячего газа между скоплениями. Однако все методы оказались не очень чувствительны. Горячий газ между скоплениями галактики до сих пор не обнаружен. Вопрос о количестве такого газа, о том, больше ли его усредненная плотность, чем усредненная плотность вещества, входящего в галактики, остается открытым.

     Обратимся теперь к газу в скоплениях галактик. Радионаблюдения показывают, что  нейтрального водорода в скоплениях ничтожно мало. Однако с помощью  рентгеновских телескопов, установленных  на спутниках, был обнаружен горячий ионизованный газ в богатых скоплениях галактик. Оказалось, что этот газ нагрет до температуры в миллион градусов. Его полная масса может доходить до 1013 масс Солнца. Число внушительное, но мы видели выше, что полная масса скопления в созвездии Девы гораздо больше — превышает 1015 масс Солнца. Таким образом, наличие горячего газа в скоплениях никак не исчерпывает проблемы скрытой массы. Несколько лет назад у этой пресловутой проблемы выявился еще один аспект. В последнее время появляется все больше сторонников идеи о том, что галактики могут быть окружены огромными массивными коронами слабо светящихся объектов, которые по их свечению обнаружить крайне трудно. Это могут быть, например, звезды низкой светимости. Масса короны должна влиять на движение карликовых галактик — спутников основной галактики. Именно по этому влиянию и пытаются обнаружить в настоящее время короны галактик. Возможно, что учет этих корон существенно изменит оценку масс галактик в скоплениях и решит проблему скрытой массы. Однако в настоящее время вопрос о коронах галактик еще не решен.

     Нам остается еще разобрать вопрос об экзотических кандидатах на роль скрытой  массы, таких, как нейтрино, гравитационные волны, а также другие виды материи. К подобным экзотическим возможностям мы вернемся в главе “Нейтринная Вселенная”. Пока же подведем итог. Общая масса светящейся материи недостаточна, чтобы ее тяготение затормозило расширение Вселенной и обратило его в сжатие. О скрытой массе мы пока знаем слишком мало. Если она и есть, то ее примерно столько, чтобы сделать общую плотность материи во Вселенной равной критической, может быть, чуть больше. Вероятнее всего, нашей Вселенной предстоит расширение неограниченное или очень большое время в будущем.

Основные методы поиска «скрытой массы»

     Если  скрытая масса состоит из компактных звёздных объектов, то они могут быть обнаружены по эффекту гравитационной фокусировки, то есть будут действовать как гравитационные линзы, отклоняя и усиливая свет далеких звёзд или галактик.

Гравитационная линза.

Гравитационная линза.

     Гравитационная  фокусировка — это свойство гравитирующего объекта отклонять проходящий мимо него поток частиц или излучения, собирая поток (фокусируя) и действуя наподобие оптической или электромагнитной линзы.

     Солнце, двигаясь относительно разреженного межзвёздного газа, фокусирует своим тяготением поток газа, собирая его вдоль луча, направленного в сторону, противоположную движению Солнца (рис. 3). Уплотнение потока газа вдоль луча фокусировки непосредственно наблюдается по его излучению в линии гелия (λ = 584 Å) с помощью приборов, установленных на космических аппаратах.

     При прохождении света вблизи гравитирующего тела его траектория искривляется, свет притягивается к телу (рис. 4). Для обычных тел угол отклонения α мал (α << 1) и выражается формулой α(b) = 4Gm / (bc ² ), где b — прицельный параметр, m — масса тяготеющего тела.