Пять нерешенных проблем науки Артур Уиггинс Чарльз Уинн (стр. 30 из 47)

Когда Эйнштейн ознакомился с работой Хаббла, он исключил космологическую постоянную, введенную им в уравнения общей теории относительности для придания Вселенной стационарного вида, назвав этот показатель «самой грубой ошибкой своей жизни». Как мы увидим, космологическая постоянная может вернуться в качестве возможного решения крупнейшей не решенной астрономией загадки.

Обнаружение темной материи

Теоретики вскоре поняли, что если расширение Вселенной с ее галактиками вернуть в прошлое, то окажется, что на ранней ступени все вещество и энергия Вселенной находились в очень плотном состоянии. Получившуюся теорию сторонник совсем иного взгляда Фред Хойл [в одном из выступлений по радио в 1950 году] насмешливо назвал большим хлопком. Однако это название благодаря экспериментальному подтверждению так и закрепилось за теорией (см.: Список идей, 16. Большой взрыв).

Рис. 6.10. Библиотека Маунт-Вилсоновской обсерватории.

Слева направо: Милтон Хьюмасон, Эдвин Хаббл, исследователь Солнца астроном Чарльз Эдуард Сент-Джон, Альберт Абрахам Майкельсон, Альберт Эйнштейн, глава Калифорнийского университета Уильям Уоллес Кэмпбелл и Уолтер Сидни Адаме, директор Маунт-Вилсоновской обсерватории. Позади виден портрет основателя обсерватории Джорджа Хейла. 1931 год

Примечательно, что огромное расхождение в отношении масс галактик обнаружили вскоре после обнародования зависимости Хаббла [«красное смещение спектральных линий — расстояние»] и удаления из расчетов космологической постоянной Эйнштейна, но этот вопрос обходили стороной почти 40 лет. Еще более поразительно, что астроном, впервые заметивший эту несообразность, оказался выпускником цюрихского Политехникума, подобно Эйнштейну, и всю жизнь проработал в Калифорнийском технологическом институте (Калтехе — Caltech), Маунт-Вилсоновской и Маунт-Паломарской обсерваториях, как и Хаббл.

Его звали Фриц Цвикки. Родившись в Болгарии в 1898 году, Цвикки 6-летним ребенком переехал жить в Швейцарию к дедушке с бабушкой, так и оставшись навсегда гражданином Швейцарии. Не попав на Первую мировую войну по малолетству, Цвикки изучал теоретическую физику в Политехникуме и в докторской диссертации 1922 года использовал законы квантовой механики для изучения кристаллов. В 1925 году Цвикки по Рокфеллеровской стипендии[*******] поехал в США, выбрав местом занятий Калифорнийский технологический институт, поскольку предгорья Пасадены хоть как-то походили на его Альпы. Вопреки ожиданиям своего попечителя Роберта Э. Милликена вместо квантовой механики Цвикки увлекся астрономией. Он стал работать с другим немецкоговорящим астрономом Вальтером Бааде. В начале своего научного пути Цвикки изучал скопление галактик, известное как Волосы Вероники, и обозначенное Мессье номером М100.

С помощью доплеровских методов, впервые предложенных Весто Слайфером и опробованных в Маунт-Вилсоновской обсерватории Милтоном Хьюмасоном, Цвикки определил скорости восьми галактик в созвездии Вероники и оценил массу, необходимую для удержания этих галактик полем тяготения внутри самого скопления. Затем он сравнил полученную массу с величиной массы всего скопления, рассчитанной на основе исходящего от него света. Оказалось, что для удержания скопления от разлетания необходима значительно большая масса. Недостающую массу Цвикки назвал темной материей.

По его расчетам выходило, что в созвездии Вероники темной материи значительно больше, чем обыкновенного вещества. Столь тревожного вывода другие астрофизики не замечали почти 40 лет, возможно, из-за того, что он прозвучал на немецком языке в неприметном журнале HelveticaPhisicaAda. Статья называлась «Красное смещение внегалактических туманностей».

За долгие годы плодотворной деятельности Цвикки выдвинул множество остроумных идей, которые отстаивал с завидным упорством. Для одних это был человек блестящего ума, для других — грубиян. У каждого, кто встречался с Фрицем Цвикки (рис. 6.11), складывалось о нем свое мнение. Пожалуй, приветствие, которым он зачастую встречал гостей в Калифорнийском технологическом институте: «Кто же вы, черт возьми!» — можно адресовать и темной материи. Как бы то ни было, некоторое время темная материя не очень-то сказывалась на делах астрономических.

Следующий важный вклад в 1970 году внесли Вера Рубин и У. К. Форд, первыми изучившие вращение М31 (туманности Андромеды), а затем еще более 60 спиральных галактик. Выяснилось, что все эти галактики вращаются с большей скоростью, чем способна обеспечить их видимая масса, что свидетельствовало о существовании скрытой массы. По мере роста поступающих данных стало невозможно обходить этот вопрос. Темная материя заявляет о своем существовании, причем ее почти в 10 раз больше обыкновенной светящейся (видимой) материи — до тех пор, пока мы не пересмотрим наши представления о тяготении (но об этом дальше).

В темноте рассуждать о темной материи

Рассматриваются три различных способа в объяснении природы темной материи: барионная темная материя, не-барионная темная материя или возможное недопонимание тяготения.

Рис. 6.11. Фриц Цвикки

Барионная темная материя. Строго говоря, барионами являются только протоны и нейтроны (см. гл. 2), но астрономы в состав барионной темной материи включают и электроны. Все дело в том, что такая темная материя состоит из хорошо известных частиц, но ее излучение недостаточно для обнаружения.

Примером темной барионной материи могут служить:

♦ Обыкновенное вещество. Гелиевые и водородные облака, рассеянные в межгалактическом пространстве, считаются обыкновенной темной материей.

MACHO(MassiveAstrophysicalCompactHaloObjects), массивные астрофизические компактные галообъекты. Состоят из тел во внешнем окружении галактик (гало — короны), обладающих массой, но ввиду малых размеров или слабого излучения мы не в состоянии их обнаружить. Представители таких тел:

♦ Коричневые карлики размером примерно с Юпитер или наименьшую звезду, но тяжелее Юпитера в 80 раз. Эти объекты формировались одновременно со звездами и планетами, но из-за недостаточной для запуска механизма ядерного синтеза массы они просто медленно остывают, излучая энергию, слишком малую, чтобы наши датчики ее обнаружили.

♦ Белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры — это все, что осталось от существовавших некогда звезд малой, средней и большой массы, и у них слишком слабое (либо отсутствующее вовсе, как у черных дыр) для регистрации излучение.

Для поиска МАСНО привлекают эффект гравитационной линзы, когда свет от далеких звезд изгибается в присутствии МАСНО, что косвенно указывает на их наличие. Результаты измерений в Млечном Пути свидетельствуют о наличии нескольких МАСНО во внешней области короны нашей Галактики, но этого мало для учета всей темной материи.

Небарионная темная материя. Небарионная темная материя состоит из частиц, отсутствующих в известном на сегодняшний день списке обладающих массой покоя элементарных частиц. Возможна как холодная, так и горячая небарионная темная материя.

♦ Холодная темная материя. Такая материя состояла бы из крайне тяжелых, медленных частиц. Эти частицы получили название слабовзаимодействующих элементарных частиц с неравной нулю массой покоя (WIMPs — WeaklyInteractingMassiveParticles). Ни одна из них не была пока обнаружена, но существование некоторых таких частиц вытекает из теорий, объясняющих механизм появления массы у элементарных частиц (см. гл. 2). Холодная темная материя могла бы включать:

—фотино, или суперсимметричных партнеров фото нов с массой, превышающей массу протонов в 10— 100 раз;

—аксионы, гипотетические частицы, призванные объяснить отсутствие определенного свойства у ней тронов, а также наблюдаемую асимметрию Вселен ной;

—кварковые комья, представляющие собой необычное, пока еще не наблюдавшееся сочетание шести кварков (см. гл. 2).

♦ Темная горячая материя. Эта материя состоит из легких быстродвижущихся частиц. Самый подходящий соискатель на это место — нейтрино. Поначалу нейтрино считали частицей с нулевой массой покоя, но недавние опыты свидетельствуют, что они могут обладать небольшой такой массой. Сколько бы ни было нейтрино во Вселенной, их совокупная масса, похоже, слишком мала, чтобы как-то решить вопрос с темной материей.

Недопонимание тяготения. Галактики все еще представляют в виде скопления частиц, подчиняющихся законам Ньютона. Несмотря на то что теория тяготения выдержала проверку временем, новые опыты могут заставить внести в них изменения для межгалактических расстояний.

Прогнозирование будущего Вселенной

При всей сложности нерешенной проблемы темной материи не она является крупнейшей проблемой, с которой сегодня приходится иметь дело астрономии. Возникла эта проблема в конце 1990-х годов в ходе изучения космологами развития Вселенной с теоретических позиций. На пространственно-временной схеме эволюции Вселенной четко просматривается несколько возможностей ее дальнейшей судьбы (рис. 6.12).

Рис. 6.12. Расстояние между галактиками во Вселенной в зависимости от времени

Представить движение Вселенной можно на примере подбрасывания мяча в воздух. Если подбросить его достаточно резко, то мяч высоко взмоет в небо, замрет на какой-то миг и затем упадет к вам в руки. Нечто подобное происходило бы в замкнутой Вселенной. Возвращение мяча вызвано силой тяготения, благодаря массе Земли, достаточно большой, чтобы вернуть мяч обратно. Теперь подбросим мяч, находясь на небольшом астероиде. Если астероид невелик, то пущенный с определенной скоростью мяч может и не вернуться на него, преодолев его силу тяготения. Такое положение соответствовало бы открытой Вселенной. Если же вы окажитесь на небесном теле с подходящей массой, мяч начнет удаляться бесконечно далеко, причем скорость его будет стремиться к нулю. Такое состояние характерно для плоской Вселенной.