ТЬМА
EUCLID И ROMAN: КАРТЫ ТЁМНОЙ МАТЕРИИ И ТЁМНОЙ ЭНЕРГИИ

В 1933 году Фриц Цвикки взял измеренные скорости галактик скопления Волос Вероники — с разбросом около 1000 км/с — и задался вопросом, сколько массы нужно, чтобы удержать их вместе. Его ответ: средняя плотность в скоплении должна быть по меньшей мере в 400 раз больше, чем следует из света его галактик. Если это подтвердится, писал он, то получится удивительный результат: тёмного вещества гораздо больше, чем светящегося [1].

Его расчёты опирались на шкалу расстояний того времени, со скоростью расширения в несколько раз больше сегодняшней, и с тех пор множитель сильно уменьшился — но разрыв так и не закрылся. Самую точную на сегодня оценку состава Вселенной дают наблюдения реликтового излучения (СВЕЧЕНИЕ): обычное вещество, состоящее из атомов, — это 4,9 % энергии Вселенной, тёмная материя — 26,5 %, а тёмная энергия, ускоряющая расширение, — 68,5 % [2]. Тёмной материи примерно в 5,4 раза больше, чем обычного вещества, и никто пока не знает, что представляет собой каждая из двух тёмных составляющих.

Далёкие от Солнца планеты обращаются медленно, потому что почти вся масса Солнечной системы сосредоточена в центре. Свет галактики тоже собран к центру, поэтому её внешние звёзды и газ должны так же замедляться. В 1970 году Вера Рубин и Кент Форд измерили 67 светящихся газовых облаков в галактике Андромеды на расстояниях от 3 до 24 кпк от центра и обнаружили, что масса внутри данного радиуса растёт примерно пропорционально радиусу вплоть до 14 кпк [3]. К 1980 году у них были кривые вращения 21 спиральной галактики радиусом от 4 до 122 кпк [4]: ни одна не спадает, а большинство всё ещё слегка растёт в последней измеренной точке. NGC 3198 стала классическим примером в 1985 году, когда ван Альбада, Бакал, Бегеман и Санчизи по радионаблюдениям её газа показали, что ей нужно тёмное гало [7].

Прибор ниже использует настоящую галактику NGC 3198 на расстоянии 13,8 млн парсек — в том виде, как она измерена и смоделирована в базе SPARC [5][6]: 43 точки наблюдаемой скорости вращения до 44 кпк и скорость, которую давало бы одно видимое вещество — звёзды и газ. Масса звёзд не измеряется напрямую: это светимость, умноженная на отношение масса/светимость Υ, которое задаёте вы. Затем подбирается тёмное гало, восполняющее разницу. Какое Υ ни выбери, видимого вещества не хватает, чтобы край галактики вращался со скоростью 150 км/с.

Сверхновая типа Ia почти всегда достигает одной и той же пиковой яркости, поэтому то, насколько тусклой она выглядит, говорит о расстоянии до неё. В 1998 году Адам Рисс, Брайан Шмидт и их команда сообщили, что далёкие сверхновые оказались на 10–15 % дальше, чем ожидалось во Вселенной с малой плотностью вещества и без космологической постоянной; в предположении плоской Вселенной данные требовали положительной космологической постоянной на уровне 7σ–9σ, а без этого предположения — 3σ–4σ [8]. Команда Сола Перлмуттера по 42 сверхновым с красными смещениями от 0,18 до 0,83 получила то же: для плоской Вселенной Ω_m = 0,28 [9].

Если бы действовала одна гравитация, расширение замедлялось бы, а далёкие объекты были бы ближе, чем они есть. Вместо этого что-то его ускоряет. Перлмуттер, Шмидт и Рисс разделили Нобелевскую премию по физике 2011 года за открытие ускоренного расширения по наблюдениям далёких сверхновых [10]. Прибор вычисляет расстояние до сверхновой на любом красном смещении в любой выбранной вами Вселенной; задайте сегодняшние лучшие значения и сравните.

Масса отклоняет свет. Вещество между нами и далёкой галактикой чуть-чуть растягивает её изображение, и соседние галактики растягиваются в одну сторону. Такие искажения обычно составляют несколько процентов — гораздо меньше естественного разброса форм галактик [11]: галактики изначально не круглые. Одна галактика ничего не скажет; сигнал проявляется только при усреднении тысяч, потому что их собственные формы ориентированы случайно и взаимно гасятся.

Euclid ЕКА создан именно для этого. Он стартовал на Falcon 9 с мыса Канаверал 1 июля 2023 года [12] и обращается вокруг точки L2 системы Солнце — Земля. Его 1,2-метровый телескоп подаёт свет на камеру видимого диапазона (VIS) и спектрометр-фотометр ближнего ИК-диапазона (NISP) с общим полем 0,54 кв. градуса; за шесть лет он должен покрыть около 14 000 кв. градусов, измерить формы примерно 1,5 млрд галактик и 35 млн красных смещений [13]. Обзор начался 14 февраля 2024 года [13].

Первый взгляд на обзор Euclid в полную глубину дал в марте 2025 года быстрый выпуск данных Q1: 63,1 кв. градуса глубоких полей и около 30 млн объектов [14]. Первый крупный выпуск данных теперь запланирован в два этапа: в ноябре 2026 года — необработанные и откалиброванные изображения, каталоги и спектры для примерно 1900 кв. градусов; затем, в середине 2027 года, — продукты высокого уровня для слабого линзирования и кластеризации галактик [15].

Линзирование — самый прямой способ картографировать тёмную материю, потому что оно откликается на всю массу, видимую и невидимую. А поскольку тот же обзор измеряет, как эта карта растёт со временем, он проверяет и тёмную энергию: цель Euclid — определить отношение давления тёмной энергии к её плотности, число w, с точностью около 1 % [13].

Космический телескоп NASA «Нэнси Грейс Роман» стартовал на Falcon Heavy из Космического центра Кеннеди 30 августа 2026 года в 7:26 по восточному летнему времени США и направляется к точке L2 системы Солнце — Земля [16]. Он назван в честь Нэнси Грейс Роман — пионера NASA, которую считают «матерью „Хаббла“» [17]. Его главное зеркало диаметром 2,4 м — такого же размера, как у «Хаббла» [17]. Различие — в камере: 18 детекторов широкоугольного прибора (WFI) по 4096 × 4096 пикселей видят сразу 0,281 кв. градуса — примерно в 200 раз больше поля инфракрасной камеры WFC3 «Хаббла» [18].

Широкоугольный обзор высоких галактических широт Roman (HLWAS) должен покрыть более 5000 кв. градусов, около 12 % неба, чуть менее чем за полтора года, измеряя формы галактик для слабого линзирования и спектры галактик для истории расширения [19]. По состоянию на 11 октября 2026 года Roman проходит ввод в эксплуатацию на пути к L2: широкоугольный прибор включили в середине сентября [20], а коронограф получил первый свет 22 сентября [21]; первые научные изображения NASA рассчитывает опубликовать к началу 2027 года [16].

Простейшее объяснение — космологическая постоянная Λ: она одинакова везде и во все времена. В марте 2025 года обзор DESI, измеряющий расширение по отпечатку звуковых волн в расположении галактик, сообщил, что его данные сами по себе хорошо согласуются с Λ, но вместе с реликтовым излучением предпочитают ослабевающую со временем тёмную энергию на уровне 3,1σ; добавление сверхновых даёт 2,8σ, 3,8σ или 4,2σ — в зависимости от выбранного каталога сверхновых [22].

Самое сильное из этих чисел опирается на сверхновые обзора Dark Energy Survey. Когда команда DES перекалибровала собственную выборку, предпочтение снизилось с 4,2σ до 3,2σ, что авторы описывают лишь как слабое предпочтение эволюционирующей тёмной энергии [23]. Если на самом деле ничего нет, результат не менее экстремальный, чем 3σ, возникает случайно примерно один раз из 370, а 4σ — один раз из 15 800. Euclid и Roman измерят ту же историю независимыми способами; до тех пор это намёк, а не открытие.