Помоги проекту - поделись книгой:
Положительная лямбда сделала Вселенную снова понятной. Все вставало на свои места! Решалась проблема, над которой в свое время бился Алан Сандадж, у которого получалось, что Вселенная моложе самых старых звезд. Еще недавно сверхскопления галактик казались слишком старыми построениями для молодой Вселенной. Но Вселенная получалась «слишком» молодой, только если предположить, что скорость расширения уменьшалась на протяжении всей истории Вселенной или, по крайней мере, оставалась неизменной.
Если вы едете в автомобиле на скорости 50 миль в час, а потом ускоряетесь до 65 миль, вам потребуется больше времени для преодоления одного и того же участка дороги, чем тому, кто изначально ехал на скорости 65 миль в час или снижал скорость с 70 до 65 миль в час. Если бы расширение замедлялось, так сказать, давило на тормоза, то оно шло бы быстрее в недавнем прошлом, и поэтому Вселенной потребовалось бы меньше времени, чтобы оказаться в нынешнем состоянии, чем если бы скорость расширения была постоянной. Но расширение, которое ускоряется сегодня, продолжая аналогию, давит на газ, идет быстрее и быстрее, а в недавнем прошлом оно шло менее быстро, и Вселенной потребовалось больше времени, чтобы оказаться в нынешнем состоянии. Благодаря ускорению получилось, что возраст Вселенной, грубо говоря, составляет где-то 15 млрд лет, то есть она старше, чем ее «первенец», и достаточно стара, чтобы иметь такие структуры, как сверхскопления галактик.
Более того, теперь лямбда объясняла все противоречия. Боб Дикке и Джим Пиблс в конце 1970-х хотели получить теоретическое объяснение единообразия и изотропии. В 1980-е годы появились сторонники инфляционной теории, которые хотели получить наблюдения, доказывающие, что Вселенная – плоская. Но для этого требовалось, чтобы омега равнялась 1. А многочисленные наблюдения показывали, что количество массы во Вселенной меньше критической плотности, а это означало, что омега меньше 1, причем существенно.
Теперь получалось, что количества массы во Вселенной недостаточно, чтобы остановить расширение, но достаточно количества массы и энергии. По Эйнштейну, масса и энергия эквивалентны, так что, несмотря на то что масса, будь она в форме обычной или темной материи, оказывается в недостаточном количестве для достижения критической плотности, ее может дополнить энергия, вызывающая ускорение. Плотность массы составляет около 40 %, плотность энергии – около 60 %. Вот вам 100 % или омега = 1. Во Вселенной действительно низкая плотность материи. Вселенная и правда плоская.
Дополнительные наблюдения
Космология сделала гигантский шаг вперед за 70 с небольшим лет. Еще в 1920 году шли споры о том, есть ли другие «островные вселенные» за пределами Млечного Пути. Сейчас тогдашние споры кажутся смехотворными. Но что получается теперь? Расширяющаяся Вселенная полна материи, влекущей другую материю силой притяжения. Расширение ускоряется, поэтому влияние силы тяжести подавляет что-то еще, и это не обычная материя, и не темная.
Астрономы воспринимали лямбду-член просто как один из символов в уравнении. Она может равняться нулю, а может и не равняться. Если вы верите в полезность сверхновых типа Ia для космологии и если уверены, что проверили все полученные результаты, то вы принимаете ее значение. Брайан Шмидт понимал последствия положительной лямбды для инфляционной теории, а Адам Рисс не понимал. Для ученых, занимающихся физикой частиц, положительная лямбда создавала новую проблему. Для них это не было какое-то число, это было свойство космоса. А космос с точки зрения физики частиц – это не пустота, это фантасмагория виртуальных частиц, которые постоянно появляются и исчезают. Частицы не только существуют, но и обладают энергией, как показали эксперименты. А энергия взаимодействует с гравитацией.
И тут мы уже имеем дело с так называемым эффектом Казимира, названным в честь голландского физика, предсказавшего это явление в 1948 году, в дальнейшем оно было подтверждено экспериментально. Это эффект, заключающийся во взаимном притяжении проводящих незаряженных тел под действием квантовых флуктуаций в вакууме. Причиной эффекта Казимира являются энергетические колебания физического вакуума из-за постоянного рождения и исчезновения в нем виртуальных частиц.
Так что сама по себе положительная энергия не была ничем удивительным. Теоретики даже говорили о двух формах энергии вакуума. Одна форма постоянна в пространстве и времени и называется космологической постоянной. Другая будет варьироваться в пространстве и времени, и ее назвали квинтэссенцией. Физики стали говорить астрономам, что лямбда и космологическая постоянная не идентичны, а астрономы использовали их как взаимозаменяемые понятия. Физики стали предлагать новые термины. На конференции в «Фермилаб» в мае 1998 года было предложено «забавная энергия» (funny energy), причем слово funny имеет в английском языке еще одно значение – «подозрительный, нечистый». Это название не прижилось, а следующее, «темная энергия» (dark energy), преднамеренно намекающее на связь и схожесть с темной материей, закрепилось.
Проблема заключалась в том, что плотность энергии во Вселенной после изучения сверхновых получалась очень разной. Квантовая механика предсказывала значение гораздо больше (во многие разы!), чем измеряли астрономы. Причем разница была слишком большой даже для космологии, как шутили ученые. Под влиянием такой невероятно большой плотности энергии космос растягивался уж слишком сильно – вы не смогли бы увидеть кончик своего носа. Да и Вселенной при таких значениях, похоже, не было бы – ни для вас, ни для кончика вашего носа. Всех устраивало значение лямбды 0,6 или 0,7 от критической плотности, вычисленное астрономами. Поэтому специалисты по физике частиц решили, что в будущем найдется математик, который эту проблему каким-то образом решит, и кто-то догадается, как частицы аннигилируют друг друга в нужной пропорции, чтобы получился результат: лямбда = 0.
Еще недавно движения галактик не имели смысла, пока не был сделан вывод о существовании темной материи. Светимость сверхновых не находила объяснений, пока не пришли к существованию темной энергии. Однако просто потому, что положительная лямбда решает много проблем, не означает, что она существует. С другой стороны, то, что положительная лямбда создает проблему, не означает, что ее не существует! Требовались дополнительные наблюдения, о чем в частности заявил Алекс Филиппенко в ответ на обвинения одного физика-теоретика в том, что астрономы-наблюдатели только зря тратят ценное время, используя, например, дорогой телескоп «Хаббл» – ведь нет теории, которая была бы совместима с не-нулевой энергией вакуума, причем как с малым значением лямбды, то есть от 0,6 до 0,7, как и полученным специалистами по физике частиц, превышающим его во много-много раз. В ответ на это Алекс Филиппенко и сказал, что он знает только, в какой конец телескопа нужно смотреть, а после дополнительных исследований астрономы или подтвердят свою теорию, или найдут, где ошиблись. Только наука, только новые наблюдения смогут подтвердить положительное значение лямбды.
Астрономы сделали то, что в таких случаях делают ученые. Они принялись доказывать, что эффекта не существует. Что они упустили, вызывающее такой эффект, – почему далекие сверхновые кажутся более тусклыми, чем должны?
Сразу же было предложено два решения. Первое – это какая-то экзотическая пыль. Астрономы знали, что обычная галактическая и межгалактическая пыль делает свет краснее, и знали, как провести коррекцию с учетом пыли – во многом благодаря Адаму Риссу, который в 1999 году даже был удостоен премии Трамплера за предложенный им метод корректировки (эту премию вручают за необычные, но важные открытия для астрономии). Теперь же астрономы говорили про серую пыль, присутствующую между галактиками. Как сказал Адам Рисс, никто никогда не видел серую пыль между галактиками, но с другой стороны, никто никогда не видел и космологическую постоянную!
Другое объяснение тусклости сверхновых на больших расстояниях – это результат того, что эти сверхновые были другими в молодые годы Вселенной. А что если природа сверхновых типа Ia изменилась за время существования Вселенной, и состав относительно близких сверхновых отличается от состава более далеких? Может, там другой «коктейль» элементов, поэтому они кажутся более тусклыми, и таким образом создается иллюзия, что они находятся дальше.
Если интерпретация данных о сверхновых правильная, то мы живем во времена, когда темная энергия доминирует над материей, антигравитационная сила темной энергии выигрывает в схватке с гравитационной силой материи. В таком случае расширение Вселенной ускоряется и, как выяснили две группы ученых отдельно друг от друга, далекие сверхновые кажутся более тусклыми, чем мы ожидаем.
Однако в более ранние эпохи Вселенная была меньше и, соответственно, имела большую плотность. Чем раньше, тем меньше была Вселенная и тем больше ее плотность, а чем больше плотность Вселенной, тем больше кумулятивное гравитационное влияние материи. Если бы астрономы могли заглянуть в прошлое, то сумели бы добраться до эпохи, когда доминирующей была темная материя. Тогда гравитационное влияние темной материи выигрывало схватку с антигравитационной силой темной энергии. Расширение Вселенной замедлялось, а сверхновые из той эпохи казались бы ярче, чем мы ожидаем.
Но это не относится к сверхновым, которые мы видим сквозь серую пыль, или сверхновым, которые состояли из более простого набора элементов в ранней Вселенной. Эти сверхновые все равно будут казаться более тусклыми, куда бы мы ни смотрели.
Чтобы разделить эти два сценария – темная энергия против серой пыли или изменяющегося состава сверхновых – нужно провести наблюдение за достаточно далекой сверхновой, которая взорвалась в раннюю эпоху, гораздо более далекую от нашего времени. Нужна сверхновая, которая взорвалась до «поворота» расширения Вселенной – до того как расширение Вселенной перешло с замедления на ускорение, когда материя, а не энергия побеждала в схватке. Эта сверхновая должна быть ярче, чем «следовало бы». Ее нужно найти или заново задуматься о темной энергии.
Телескопы, установленные на земной поверхности, не видят так далеко. Обнаружить сверхновые на таком расстоянии мог только космический телескоп «Хаббл».
В 1995 году «Хаббл» на протяжении десяти дней сверлил дыру в небе размером с песчинку и впитывал фотоны, глядя глубже и глубже в пространство космоса, а поэтому дальше и дальше назад во времени. В конце набралось около трех тысяч галактик, некоторые были лишь туманными и одними из первых появившихся во Вселенной.
В 1997 году Рон Гиллилэнд и Марк Филипс хотели повторить эксперименты охотников за сверхновыми начиная с 1930-х годов: сравнить картину двухлетней давности с нынешней и посмотреть, что изменилось. Появилась ли в какой-то из галактик новая supernova, которой не было два года назад?
Появились две. Они получили названия SN 1997f и SN 1997fg. Гиллилэнд и Филипс не могли сделать фотометрию, так как не имели возможности использовать «Хаббл» для последующих наблюдений и сравнений, что позволило бы им построить кривые блеска. Но они в любом случае доказали, что можно использовать «Хаббл» для открытия сверхновых на расстояниях, недоступных для установленных на Земле телескопов.
Адам Рисс и одна далекая сверхновая
Эти две сверхновые очень заинтересовали Адама Рисса. Более того, он считал их напоминанием об упущенной возможности – из-за невозможности использования «Хаббла» именно для последующих наблюдений за ними, так как все время телескопа расписано надолго вперед, как у дирижера мировой величины. А ведь они находились на расстоянии, достаточном для проверки космологической модели, связанной с темной энергией и периодом замедления расширения Вселенной до того, как начался период ускорения. Замедлялось ли расширение под доминирующим влиянием темной материи перед тем, как начать ускоряться под влиянием темной энергии? Рисс очень сожалел, что у Гиллилэнда и Филипса не было возможности провести последующие наблюдения, когда это требовалось. Тогда астрономия уже смогла бы проверить темную энергию!
В начале 2001 года Адам Рисс решил, что, может быть, еще не все потеряно. А что, если последующие наблюдения за хотя бы одной из этих сверхновых были проведены? Не преднамеренно, а в процессе каких-то других наблюдений, которые велись с помощью «Хаббла»? Компьютеры, даже компьютер в кабинете самого Рисса, давали возможность просмотреть «поисковый журнал» телескопа «Хаббл». Рисса интересовал период с 27 декабря 1997 года по 1 апреля 1998 года – в этот период две упомянутые сверхновые должны были стать ярче, а потом снова потускнеть.
Невероятно, но Риссу повезло! В 1997 году группа астронавтов во время второй экспедиции шаттла «Дискавери» добавила несколько новых инструментов к «Хабблу» и космической платформе, в частности была установлена камера ближней инфракрасной области и многообъектный спектроскоп для наблюдений в инфракрасном диапазоне (NICMOS). Он находится вне диапазона видимого света, поэтому для представления результатов исследований в публикациях часто используют условные цвета.
А для проверки нового оборудования как раз требовались самые дальние участки Вселенной. И данные именно с этой целью – проверки работы нового оборудования – считывались 26 декабря, 2 января, 6 января. Сверхновая SN 1997f появлялась почти везде! Рисс изучил ее красное смещение и определил, что она взорвалась примерно 10,2 млрд лет тому назад, то есть гораздо раньше, чем расширение Вселенной должно было перейти от замедления к ускорению. Если Вселенная и вправду перешла от замедления к ускорению. И если темная энергия действительно существует.
В 2001 году Адам Рисс уже был штатным сотрудником Института исследований космоса с помощью космического телескопа, который находится в Балтиморе, штат Мэриленд. Это научный оперативный центр, основанный НАСА в 1981 году для космического телескопа «Хаббл» и космического телескопа имени Джеймса Уэбба, начало использования которого запланировано на 2018 год. В 2001 году в Институте был проведен симпозиум на тему «Темная Вселенная: материя, энергия и сила тяжести». Его организовал астрофизик Марио Ливио. На симпозиуме собралось более ста астрономов, чтобы обсудить «астрономию невидимого». Присутствовала знаменитая к тому времени Вера Рубин, которая открывала конференцию. Она выступила с историческим обзором темной материи или, правильнее будет сказать, идеи темной материи, поскольку, как выразилась сама Рубин, «пока не знаешь, что такое темная материя, невозможно знать ее историю». Она вспомнила, как сама предсказала в 1980 году открытие темной материи в течение десяти лет.
Присутствовал там и Сол Перлмуттер, который говорил о возможностях, которые открыл бы новый космический телескоп, отданный только под сверхновые. Еще человек двадцать пытались продвигать свои проекты, рассказывая об их перспективах и сообщая о последних результатах, каким-то образом связанных с идентификацией темной энергии. Но большинство все-таки пытались ответить на вопрос, поставленный Марио Ливио и выбранный им для своего заключительного слова: «Ускоряющаяся Вселенная – мы верим в это»?
Адам Рисс выступал на третий день (симпозиум длился четыре дня). Коллеги уже знали, о чем он будет рассказывать, так как в первый день симпозиума он выступил на пресс-конференции, организованной НАСА, а на следующий день его слова повторили газеты по всему миру.
Для начала он представил график – красное смещение против блеска. Рисс использовал данные и команды Сола Перлмуттера, и группы Брайана Шмидта, в которую входил сам. Целью было показать средние данные по сверхновым с похожим красным смещением. Он продемонстрировал аудитории точки, соответствующие нескольким сотням миллионов световых лет, потом миллиарду, потом двум миллиардам, трем, четырем. Наконец дошел до точки, соответствующей сверхновой SN 1997f. Он определил ее красное смещение как равняющееся 1,7, получалась самая дальняя из всех открытых сверхновых, а расстояние до нее выходило порядка 11 млрд световых лет.
Кривая на графике больше не шла вверх. Она резко опускалась вниз. Сверхновая получалась в два раза ярче, чем можно было бы ожидать на таком расстоянии.
Да, Вселенная сделала разворот, то есть вместо замедления расширения началось ускорение. Этот результат также исключал гипотетическое воздействие экзотической серой пыли и изменения в природе сверхновых. Астрономам, занимающимся невидимым, был представлен четкий график, они видели его собственными глазами.
Микролинзирование
Как вы можете увидеть что-то темное, если под «темным» имеете в виду то, что невозможно увидеть, как астрономы 1970-х и 1980-х? Как сделать то, что сделать невозможно?
На протяжении тысяч лет астрономы пытались понять, как «работает» Вселенная, просто глядя на огни в небе. Затем, начиная с Галилея, они научились видеть другие огни на небе, которые было невозможно рассмотреть невооруженным глазом, но стало возможно с помощью телескопа. К середине ХХ века появились телескопы, позволяющие видеть за оптическими частями электромагнитного спектра, стали известны радиоволны, инфракрасное и рентгеновское излучение. Достижения науки и техники использовались астрономами и представителями других дисциплин. После того как существование темной материи было доказано и принято большинством ученых, астрономы поняли, что им теперь придется использовать новые подходы, если они хотят понять, как все-таки работает Вселенная. Как «вступать в контакт» с этим новым и неизведанным? Если они не найдут способа это сделать, то придется, как и астрономам прошлого, у которых не было необходимых инструментов, только теоретизировать.
С темной материей с самого начала было связано много теорий. Да и доказательства ее существования были непрямые. Мы «знали», что она там, из-за ее влияния на то, что можем видеть. Мы смогли бы ее увидеть, если бы она не находилась так далеко и не была такой тусклой, что наши обычные инструменты, с помощью которых ведутся наблюдения, не в состоянии помочь. Как-то Вера Рубин пошутила, сказав, что темная материя вполне может быть «остывшими планетами, мертвыми звездами, кирпичами или бейсбольными битами».
В 1986 году Богдан Пачинский предложил использовать эффект гравитационного микролинзирования для выявления скрытой массы (или темной материи). Искривление лучей света в гравитационном поле аналогично действию линзы на световые лучи. Поэтому гравитирующий объект создает в результате искривления лучей света изображения (они называются «дýхи») далекого объекта. Необходимо отметить, что при этом блеск дýхов может быть много больше блеска самой линзируемой галактики. К настоящему времени известны десятки дýхов далеких галактик и квазаров, которые появились в результате гравитационного линзирования их света более близкими галактиками или скоплениями галактик.
Вообще, гравитационная линза – это массивное тело, то есть планета или звезда, или система тел, то есть галактика, скопление галактик, скопление темной материи, искривляющие своим гравитационным полем направление распространения электромагнитного излучения подобно тому, как обычная линза искривляет световой луч. Чтобы гравитационные линзы были способны существенно исказить изображение фонового объекта, это должны быть достаточно большие сосредоточения массы, то есть на существенное искажение способны галактики и скопления галактик. Более компактные объекты, например, звезды, тоже способны отклонять лучи света, но на столь малые углы, что зафиксировать такое отклонение, как правило, невозможно. В этом случае можно лишь заметить кратковременное увеличение яркости объекта-линзы в тот момент, когда линза проходит между Землей и фоновым объектом. Если объект-линза яркий, заметить такое изменение практически невозможно. Если объект-линза неяркий или же не виден совсем, то такая кратковременная вспышка вполне может наблюдаться. Это и называется микролинзированием. Такой процесс позволяет обнаружить массивные и не видимые никаким иным способом плотности материи. А как мы уже знаем, свыше 90 % массы Вселенной находится в скрытой, ненаблюдаемой форме.
В 1936 году Эйнштейн высказал предположение о том, что находящаяся на переднем плане звезда может служить в некотором роде линзой для звезды, находящейся на заднем плане. Гравитационная масса звезды «в авангарде» будет искажать пространство, а вместе с ним и траекторию луча света, идущего от звезды «в тылу», так что даже хотя вторая звезда находится «за» первой и скрыта от нас, мы все равно сможем ее увидеть, пусть и не прямо. Но Эйнштейн был ограничен знаниями того времени и говорил о звездах нашей галактики. Да и предположение не поражало воображения, если сравнить с другими, высказанными ученым. Хотя эффект отклонения луча далекой звезды в гравитационном поле Солнца был первым наблюдаемым подтверждением общей теории относительности Эйнштейна. Эффект искривления светового луча обнаружили в 1919 году, и произошло количественное совпадение с теоретическими расчетами общей теории относительности Эйнштейна. Именно это сделало Эйнштейна знаменитостью. Это был триумф революционной общей теории относительности, которая кардинальным образом меняла представления людей о пространстве, времени, материи.
Прошло всего несколько месяцев после публикации соответствующей статьи Эйнштейна, и Фриц Цвикки заявил, что не звезда, а галактика, находящаяся на переднем плане, будет служить гравитационной линзой. Но обнаружение и использование гравитационного линзирования задержалось на несколько десятилетий – хотя Эйнштейн предсказал его вскоре после открытия общей теории относительности, его провозгласили только в 1979 году. Почему произошла такая задержка? Все легко объяснимо. Только одного искривления пространства недостаточно для гравитационного линзирования – оно должно искривиться таким образом, чтобы луч от далекой звезды мог фокусироваться. Именно поэтому эффект и обнаружили только через 60 лет после теоретического предсказания. Но кроме особенностей самого линзирования свою роль сыграли и сложности, связанные с развитием техники. До середины ХХ века внегалактическая наблюдательная астрономия делала только свои первые шаги. Вероятность же линзирования на звездах, то есть совпадения звезды-линзы и линзируемого объекта (звезды, служащей источником света) на одном луче зрения ничтожно мала (она выражается числом с 18 нулями после запятой). А для галактик она значительно больше, что и подтвердилось в наблюдениях 1979 года. Именно с этого времени гравитационное линзирование стало еще одним эффективным и действенным инструментом познания Вселенной.
Но вернемся к нашей теме – темной материи, или скрытой массы. Для наблюдений скрытой массы используется тот факт, что она обладает гравитационным полем, в котором, как известно из общей теории относительности, путь лучей света искривляется. Уже давно стало ясно, что темная материя – это не газ, хотя вначале холодная космическая пыль и газ фигурировали среди претендентов на объяснение огромного количества скрытой массы во Вселенной. Современные ученые считают, что носителями скрытой массы являются два класса объектов. Первый класс предсказывается теорией эволюции звезд. Это небесные тела, состоящие в основном из барионной формы материи (барионы – это сильно взаимодействующие элементарные частицы с полуцелым спином – нейтроны, протоны и ряд других). Они называются МАХИ, чаще используется латинское наименование MACHO, сокращение от Massive Astrophysical Compact Halo Objects, или «Массивные астрофизические компактные объекты гало». Этот класс включает слабо светящиеся звезды – коричневые карлики (звезды с малой массой для звезд, в недрах которых никогда не зажигаются термоядерные реакции), белые карлики, некоторые планетные системы вокруг звезд, нейтронные звезды в неактивной стадии (без феномена пульсара), черные дыры. Поначалу специалисты пытались объяснить существование такого большого количества скрытой массы существованием именно невидимых астрономических объектов, не являющихся источниками какого-либо излучения, то есть этого класса. Но таких объектов недостаточно для объяснения плотности темной материи, поэтому приходится искать новых «претендентов».
И тут мы говорим о втором классе. Этот класс объектов подсказан теорией образования Вселенной, которую принимает большинство ученых (то есть теорией Большого взрыва), в соответствии с которой на ранних стадиях образования Вселенной появились очень слабо взаимодействующие элементарные частицы с неравной нулю массой покоя, которые получили название вимпы, или СВМ-частицы. Слово происходит от английского сокращения WIMP, или Weakly Interacting Massive Particles, то есть «слабо взаимодействующие массивные частицы». К этому классу относятся нейтрино и нейтралино, массивные гипотетические слабовзаимодействующие частицы. Но могут быть и другие кандидаты на роль темной материи – легкие слабовзаимодействующие частицы, или виспы (Weakly Interacting Slim Particles, WISP). Наибольшее внимание уделяется гипотетическим маломассивным частицам аксионам. Также говорят про частицы, существование которых следует из теории суперсимметрии (между бозонами и фермионами, то есть у каждого бозона должен быть партнер-фермион, и наоборот), гипотетические сверхтяжелые частицы, и, наконец, самовзаимодействующее вещество. Вспоминаются фотино, гравитино и ряд других. Есть и другие версии темной материи, например, сверхтяжелые реликтовые частицы, реликтовые черные дыры, суперпартнеры аксионов (аксино) и «зеркальная материя».
Предположительно, значительная часть всех этих частиц расположена в обширных галактических гало. Какой из этих «кандидатов» доминирует в наблюдаемой области Вселенной, какие просто присутствуют? Эти вопросы должны решаться с помощью разработки соответствующих теоретических моделей и систематических астрономических наблюдений. Например, вимпы могут быть в десятки или, что вероятней, в сотни и тысячи раз тяжелее протона. Не исключено, что их обнаружат если не на Большом адронном коллайдере, то на суперколлайдере нового поколения с суммарной энергией столкновений в 100 ТэВ (порядка 100 000 протонных масс), строительство которого запланировано после 2020 года.
Если исследовать дýхи скоплений галактик, можно восстановить их истинные изображения и даже оценить распределение массы в гравитационной линзе – скоплении галактик. Именно из таких исследований получается дополнительный вывод о существовании скрытой массы в скоплениях галактик. Упомянутый астрофизик Пачинский предложил эффект гравитационного микролинзирования звезд ближайших галактик темными телами нашей галактики для выявления носителей скрытой массы.
Микролинзирование звезд отличается от линзирования далеких галактик тем, что здесь невозможно раздельно наблюдать дýхи, так как их угловое разделение очень мало. С другой стороны, при микролинзировании можно наблюдать изменение блеска линзируемой звезды, вызванное относительным перемещением звезды, линзы и наблюдателя. Пачинский проанализировал кривую вращения нашей галактики и высказал гипотезу, что она обладает сферической подсистемой (или гало), которая может быть заполнена несветящимися телами MACHO с малыми массами – нейтронными звездами, черными дырами, коричневыми карликами и космическими телами вплоть до тел с массой Юпитера и меньше. Таких темных тел в гало нашей галактики должно быть немало, и, соответственно, вероятность, что звезда ближайшей галактики (например, Большого Магелланового Облака) спроектируется на темное тело, тоже если не велика, то значительна. Поскольку одновременно будет вестись наблюдение за миллионами звезд, хотя бы из одного Большого Магелланова Облака, можно надеяться достаточно часто регистрировать вспышки звезд, обусловленные эффектом микролинзирования. По их длительности и частоте можно судить о вкладе темных тел гало галактики в полную массу невидимого вещества – темной материи. Таким образом, в последние годы были определены параметры ряда темных тел гало галактики.
После высказанного Пачинским предложения две группы ученых в разных частях света начали поиск эффектов микролинзирования звезд в Большом Магеллановом Облаке темными телами гало Млечного Пути. Одна группа работала в Австралии, в обсерватории Маунт Стромло. В распоряжении ученых был телескоп с зеркалом, диаметр которого составлял 1,27 м, и панорамным фотоэлектрическим приемником, который позволяет одновременно регистрировать и анализировать с помощью компьютера блеск около миллиона звезд. Другая группа работала в Чили на широкоугольном 50-сантиметровом телескопе вначале с помощью фотографической методики, а затем с панорамным фотоэлектрическим приемником излучения. Обе группы наблюдали несколько миллионов звезд на протяжении двух лет и практически одновременно опубликовали первые результаты наблюдений явлений микролинзирования звезд в Большом Магеллановом Облаке темными телами гало Млечного Пути. Оказалось, что блеск трех звезд в Большом Магеллановом Облаке испытал резкий (примерно от трех до шести раз) подъем и спад. Кривые блеска не зависели от длины волны, были строго симметричны и имели характерную продолжительность изменений блеска около одного месяца. То есть уже первые результаты наблюдений явлений микролинзирования показали, что одной из составляющих скрытой массы являются маломассивные звезды.
Было высказано предположение, что это, скорее всего, коричневые карлики. Количество таких маломассивных звезд в нашей галактике получилось гораздо большим, чем предсказывала общепринятая теория происхождения и эволюции звезд. Соответственно, перед учеными встала новая серьезная проблема. Для корректной оценки доли темной материи или скрытой массы, сосредоточенной в таких маломассивных звездах, следовало увеличить число наблюдений явлений микролинзирования, причем не только в направлении Большого Магелланова Облака, но и в других, чтобы лучше оценить пространственное распределение темных тел в галактике.
И наблюдения были продолжены, наиболее активно этим занимались американцы и поляки. Может, это совпадение, а может, сыграла роль национальность Пачинского. К настоящему времени можно говорить о более чем 50 (по сравнению с первыми тремя) обнаруженными явлениями микролинзирования. Анализ результатов наблюдений звезд Большого Магелланова Облака позволяет сделать вывод, что, по крайней мере, половина скрытой массы в виде барионов обязана своим происхождением вкладу маломассивных звезд, то есть с массой от 0,1 до 0,5 массы Солнца, и коричневых карликов. Из чего состоит другая часть барионной компоненты скрытой массы и какова природа ее небарионной составляющей, пока остается загадкой.
Следует отметить, что открытия, сделанные в этой области к сегодняшнему дню, были совершены на небольших наземных телескопах с использованием простых и относительно недорогих средств (фотоэлектрических панорамных приемников и мощных компьютеров). Более того, обнаружены не только эффекты микролинзирования, но и получены высокоточные кривые блеска многих десятков тысяч переменных звезд разных типов. А это – важный вклад не только в проблему скрытой массы, но и в проблему изучения переменных звезд. И все благодаря остроумной идее Пачинского.
В результате точно выявлена, по крайней мере, одна составляющая темной материи или скрытой массы – маломассивные звезды, белые карлики и возможные коричневые карлики, которых оказалось очень много в гало Млечного Пути, много больше, чем до сих пор предсказывалось теорией эволюции звезд. А это – прорыв в науке.
Сильное и слабое гравитационное линзирование
Дэвид Шрамм, считающийся одним из лучших специалистов по теории Большого взрыва, вместе со своими студентами занимался изучением открытого космоса и, в частности, обнаружил, что дейтерий, или тяжелый водород (изотоп водорода, в ядре которого имеется один нейтрон и один протон), мог только разрушаться в звездах, но не создаваться (как могут другие элементы). Поэтому весь дейтерий, который имеется во Вселенной на сегодняшний день, должен был присутствовать и в ранней Вселенной, и можно сделать вывод, что имеющееся сегодня количество дейтерия – это в лучшем случае то его количество из ранней Вселенной. Проведя дополнительные расчеты, можно выяснить, насколько плотной в плане барионов была ранняя Вселенная, чтобы это максимальное количество дейтерия сохранилось с тех времен. Чем плотнее барионная материя, тем сильнее падение «выживаемости» дейтерия. Проведенный анализ показал потолок плотности барионной материи.
Шрамм назвал дейтерий «бариометром». Рассуждая аналогичным образом и проведя соответствующие расчеты, можно получить низшее возможное значение для барионной материи. Гелий-3 (два протона плюс нейтрон) мог только создаваться в звездах, а не разрушаться. Соответственно, нынешнее его количество – это, по крайней мере, количество из ранней Вселенной. Какой должна была быть плотность барионов в ранней Вселенной, чтобы выжило это минимальное количество гелия-3? Отсюда получается низшее значение плотности барионной материи.
Используя физику частиц для установления верхней и нижней границ плотности барионной материи во Вселенной, Шрамм определил значение омеги для барионной материи – около 0,1. Но это значение ничего не говорило о небарионной материи, как, впрочем, ничего не было сказано и о значении омеги для общего количества материи.
«Взвешивание» Вселенной на различных весах давало омегу в районе 0,2, возможно, выше. Одно это расхождение (0,1 барионной материи против 0,2 общего количества материи) являлось доказательством существования небарионной материи. В теории Большого взрыва эта материя могла иметь только один источник – тот же самый, что протоны, нейтроны, фотоны и все остальное во Вселенной: первичная плазма.
Если специалисты, занимающиеся физикой частиц, и не знали, что это, они знали, что, как и все остальные частицы, эти должны были идти потоком через Вселенную с первой секунды ее существования и должны были быть или быстрыми, или медленными. Легкие частицы, которые двигались на скоростях, приближающихся к скорости света, назвали горячей темной материей. Более тяжелые частицы и, соответственно, более медленные, которые прикреплялись к галактикам и двигались на той же скорости, что звезды и газ, назвали холодной темной материей. Но два вида темной материи – горячая или холодная – давали два противоположных эволюционных сценария Вселенной. При горячей темной материи сценарий развивался «от сложного к простому». При холодной темной материи, наоборот, «от простого к сложному».
Проводившиеся в начале 1980-х годов наблюдения показали, что наша галактика, Млечный Путь, является частью местного сверхскопления галактик, а сверхскопления разделены огромными пустотами. Это подтверждало модель с холодной темной материей, и к середине десятилетия большинство ученых склонялись к этому варианту. Затем, с конца 1980-х годов, ученые стали использовать красное смещение для составления карт Вселенной. В период с 1997 по 2002 год были представлены карты 221000 галактик. К настоящему времени мы можем говорить о картах уже порядка 900000 галактик. И во время этих наблюдений ученые обнаружили, что чем дальше во Вселенную они заглядывают (то есть чем дальше назад во времени), тем меньше сложности они видят. Проще говоря, чем ближе к настоящему времени, тем сложнее картина.
Первыми сформировались галактики при красном смещении от 9 до 12 млрд лет назад. Затем эти галактики собрались в скопления, при красном смещении меньше 6 млрд лет назад. А сегодня (в космическом смысле) эти скопления собираются в сверхскопления. То есть вначале материя собиралась в малые структуры, а эти малые структуры продолжали собираться вместе. Очевидно, что история Вселенной шла от простого к сложному, то есть это соответствует модели холодной темной материи.
В результате проводившихся наблюдений на карты наносились источники света. Они показывали, где находятся галактики, а ученым приходилось делать умозаключения по поводу того, где находится темная материя. В 2006 году проводился Обзор Эволюции Космоса (проект получил сокращенное название COSMOS – от англ. Cosmic Evolution Survey), в результате которого была выпущена карта темной материи. Участники проекта изучали результаты работы телескопа «Хаббл» – 575 полученных снимков тех случаев, когда две галактики или два скопления галактик выстраивались одна (одно) за другой (другим). Как и в случае применения техники микролинзирования для выявления несветящихся тел MACHO, здесь также полагались на концентрацию массы, искажающую свет от более далекого источника. Использовалось слабое гравитационное линзирование, которое связано с распределением масс во Вселенной.
В основе любого линзирования лежит эффект искривления пространства вблизи массивного тела, а следовательно, и эффект искривления световых лучей. Хотите представить, что происходит? Возьмите кусок ткани, натяните его на жесткую рамку. В отсутствие массивного тела на этой поверхности она останется ровной и плоской, в случае же появления массивного тела поверхность деформируется, искривляясь под его весом.
Различают сильное и слабое гравитационное линзирование. Главная ценность любого линзирования состоит в том, что оно позволяет собрать данные не только и не столько о наблюдаемом объекте, изображение которого искажается линзой, сколько о самой «линзе», ее свойствах и параметрах. При слабом линза только искажает форму и видимые положения удаленных объектов. При сильном линзировании влияние линзы настолько велико, что изображение наблюдаемого объекта расщепляется на несколько изображений, они образуют кольца, дуги и другие более сложные фигуры. Имея изображение, полученное в результате сильного линзирования, можно восстановить массу центральной части «линзы», а следовательно, если в качестве линзы используется скопление галактик, мы получим массу центральной части скопления. По слабому линзированию мы можем с определенной степенью достоверности оценить форму (вытянутость) удаленных источников, линзируемых скоплением галактик, и из этого получить пространственное распределение массы «линзы». Результаты оценки массы линзирующих галактик и их скоплений сами по себе представляют интерес для внегалактической астрономии, но самое главное – это возможность использовать полученные результаты для решения проблемы темной материи.
На гравитационные линзы возлагаются большие надежды. Несмотря на все свое оптическое несовершенство даже в сравнении с линзами обычных очков они позволяют «увидеть» невидимое – вещество, не излучающее ни в одном из оптических диапазонов. Но оно, к счастью для нас, отклоняет лучи света, приходящие от более удаленных объектов, расщепляя и искажая их изображения.
Современные ученые наблюдают взаимодействующие или, правильнее будет сказать, сталкивающиеся скопления галактик. Потом находятся гидродинамические аналогии, описывающие столкновения конечных объемов жидкости или газа. Это могут быть брызги, возникающие при падении капель в чашку с водой, разбегание кругов по поверхности воды. В космосе происходит что-то похожее. Результат (естественно, после соответствующей обработки изображений) можно увидеть воочию.
Кольцевую форму называют «кольцом Эйнштейна». Механизм формирования такой же, как и у колец на поверхности воды: взаимодействие двух массивов частиц. Однако его природа совсем иная: его частицы – это частицы темной материи.
Участники проекта Обзора Эволюции Космоса 2006 года регистрировали не отдельные события, когда одни объекты проходили перед другими, а постоянные «отношения» между ними, которые, с точки зрения целей наблюдателей, можно было считать стационарными относительно друг друга, – речь шла о галактиках и скоплениях галактик. Свет от объекта на переднем плане говорил астрономам, сколько там кажущейся массы. А эффект гравитационного линзирования объекта на заднем плане показывал, сколько реальной массы на переднем плане. Разница между двумя показателями – и есть темная материя.
Карта, составленная участниками проекта, была трехмерной: она показывала и глубину. Это как если сравнивать карту, показывающую дороги, с картой, на которой построены горы и равнины, которые эти дороги пересекают. А поскольку смотреть дальше в космос означает смотреть в более далекое прошлое, карта участников проекта также показала и «как горы с долинами» оказались там где оказались – то есть как эволюционировала темная материя. Члены команды стали называть свой подход «космопалеонтологией». Получилось, что темная материя вначале коллапсировала, то есть схлопнулась, а потом те центры, в которых произошло схлопывание, выросли в галактики и скопления галактик. Этот образ опять получился соответствующим версии холодной темной материи.
Пожалуй, самое известное непрямое доказательство существования темной материи было получено тоже в 2006 году Дугласом Клоуи, который тогда работал в университете Аризоны и занимался так называемым «скоплением Пули». Весь мир облетела фотография столкновения двух скоплений галактик, которые вместе и получили название «скопление Пули».
Это словосочетание стало синонимом темной материи. Скопление находится на расстоянии 3,4 млрд световых лет от Земли. Кроме вещества видимых галактик на фотографии видны два облака газа, ярко излучающих в рентгеновских лучах. Как известно, темная материя не видна при прямых наблюдениях, карты ее распределения были составлены на основе регистрации далеких галактик с использованием гравитационного линзирования. Клоуи наблюдал столкновение рентгеновских лучей и использовал гравитационное линзирование, а потом отделил видимый газ от невидимой массы. Наблюдаемый в рентгеновских лучах газ от обоих скоплений собирался в центре столкновения, где атомы вели себя так, как обычно ведут атомы – привлекали друг друга. Тем временем темная материя, как казалось, собиралась по обеим сторонам от точки столкновения. Если провести земную аналогию, можно сказать, что произошло крушение поездов после столкновения, а несколько вагонов с темной материей из обоих поездов неслись, подобно призракам, прямо сквозь то, что осталось.
Распространению фотографии помогло НАСА, которое для наглядности ее раскрасило: видимый газ красным цветом, а темную материю голубым. Одно облако газа похоже на изображение ударной волны от летящей пули, которое знакомо многим по учебникам. Облако изменило свою форму во время столкновения двух скоплений галактик. В результате этого столкновения образовалось бóльшее скопление, получившее название скопление Пули
Имеющаяся в скоплении темная материя взаимодействовала с обычной материей только посредством гравитационных сил. Явное разделение темной материи указывает на то, что темная материя действительно существует. В газетах, где печаталась фотография, заголовки гласили: «НАСА находит прямое доказательства существования темной материи». С этим не согласился Дуглас Клоуи, который заявил, что «прямым» доказательством будет «поимка частицы». А разве такое возможно? Ее нельзя поместить в бутылку и привезти вашей тетушке в Миссури.
Частицы-претенденты
Какие же частицы претендуют на роль темной материи? Я уже упоминал некоторые из них выше. Теоретики придумали множество версий частиц темной материи, а экспериментаторы сконструировали и опробовали различные детекторы, предназначенные для их регистрации. Например, поиск бозона Хиггса занял в общей сложности 23 года (1989–2012) и проводился он на трех коллайдерах: Большом электрон-позитронном коллайдере, Тэватроне и Большом адронном коллайдере. Темную материю с 1990 года ищут на десятке установок, но пока безуспешно.
Теперь давайте рассмотрим эти частицы более подробно. В первую очередь это аксион – гипотетическая нейтральная элементарная частица, которую в 1977 году предложили американский физик итальянского происхождения Роберто Печчеи, работающий в Калифорнийском университете в Лос-Анджелесе, и австралийка, работающая в Гарвардском университете, Хелен Куинн. Роберто Печчеи и Хелен Куинн пытались разрешить проблему теории сильных ядерных взаимодействий – квантовой хромодинамики. В ее основное уравнение не заложено сохранение CP-симметрии, которая осуществляет зеркальное отражение и меняет частицы на античастицы. Нарушение симметрии должно приводить к появлению у нейтрона дипольного электрического момента, а этого в экспериментах не наблюдается. Печчеи и Куинн предложили красивую модель, снимающую это противоречие. Из нее вытекает существование легких стабильных частиц, которые не несут электрических зарядов, но в сильных магнитных полях индуцируют возникновение фотонов. Это и есть аксионы. Позднее космологи показали, что аксионы могут быть вполне приемлемыми кандидатами в частицы темной материи.
Поделиться книгой: