Достучаться до небес. Научный взгляд на устройство Вселенной Рэндалл Лиза

Когдато давно, когда я училась в начальной школе, однажды утром я прочла ошеломляющую новость о том, что Вселенная внезапно состарилась вдвое. Меня это поразило до глубины души. Как может такой важный фактор, как возраст Вселенной, меняться настолько радикально, не нивелируя при этом все остальные наши знания об окружающем мире?

Сегодня же меня удивляет другое. Меня поражает, как много и точно мы сумели узнать о Вселенной и ее истории. Мы теперь знаем не только возраст Вселенной точнее, чем когдалибо; мы знаем, как изменялась Вселенная во времени, как формировались атомные ядра, как галактики и скопления галактик начинали свой эволюционный путь.

Космология в последние годы вступила в замечательную эпоху, когда революционные достижения, — и экспериментальные, и теоретические, — помогли полупить чрезвычайно обширное и подробное описание, в возможность которого никто не поверил бы еще 20 лет назад. Совместив передовые экспериментальные методики с вычислениями, сделанными на основе общей теории относительности и физики элементарных частиц, ученые получили подробную картину того, что представляла собой Вселенная на ранних стадиях и как она развивалась во времени до нынешнего состояния.

До сих пор эта книга сосредоточивалась в первую очередь на мелких масштабах, где мы исследовали внутреннюю природу вещества. Достигнув сегодняшнего предела в путешествии внутрь материи, мы можем теперь перейти к масштабам, разговор о которых был начат в главе 5, и поговорить о размерах объектов внешней Вселенной.

При этом не следует забывать об одной существенной особенности, изза которой путешествие к космическим масштабам отличается от путешествия в глубины вещества; мы ведь не можем аккуратно разложить по полочкам все аспекты Вселенной, опираясь на одни только размеры. Наблюдения не просто регистрируют сегодняшнее состояние Вселенной; изза конечности скорости света они в какомто смысле позволяют нам заглянуть в прошлое. Структуры, которые мы видим сегодня, вполне могут оказаться обитателями ранней Вселенной, свет от которых добрался до наших телескопов через миллиарды лет после того, как был излучен. Добавим, что нынешняя сильно расширившаяся Вселенная могла бы многократно вместить более раннюю версию самой себя.

Тем не менее размер играет очень существенную роль в интерпретации наших наблюдений — как нынешнего состояния Вселенной, так и истории ее развития во времени, и в этой главе мы поговорим о том и о другом. Во второй части главы мы рассмотрим эволюцию Вселенной как целого, начиная с крохотного первоначального размера и заканчивая большой и сложной структурой, которую мы наблюдаем сегодня. Но сначала мы познакомимся с сегодняшней Вселенной и с некоторыми размерами, характеризующими то, что нас окружает. Мы пройдем по шкале масштабов снизу вверх — от привычных предметов к большим размерам и более отдаленным объектам на Земле и в космосе. Наша экскурсия по большим масштабам и объектам будет значительно короче, чем предыдущее путешествие в глубины материи. Несмотря на богатство структуры Вселенной, большую часть того, что мы видим, можно объяснить при помощи известных физических законов — не фундаментальных, а новых. Формирование звезд и галактик протекает в соответствии с известными законами химии и электромагнетизма — наук, берущих начало в уже рассмотренных нами малых масштабах. Здесь, однако, и гравитация играет принципиально важную роль: все зависит от скорости и плотности объектов, на которые она действует.

ЭКСКУРСИЯ ПО ВСЕЛЕННОЙ

Книга и фильм «Степени десяти» (Powers of Ten) — одно из классических путешествий по далеким мирам и измерениям — начинаются и заканчиваются изображением пары людей, сидящих на травке в парке в Чикаго; надо сказать, что это место подходит для начала нашего путешествия не хуже любого другого. Постоим мгновение на твердой земле (которая, как нам уже известно, состоит в основном из пустоты) и оглядимся вокруг. Какие привычные размеры и расстояния мы увидим? Но не будем задерживаться на человеческом масштабе — примерно двухметровом, — а покинув это уютное гнездышко, устремимся к новым высотам и большим размерам (на рис. 70 вы можете увидеть примеры масштабов, о которых пойдет речь в этой главе).

Одно из самых ярких свидетельств того, что человек живо реагирует на высоту, превосходящую человеческие масштабы, мне довелось наблюдать во время выступления танцевального ансамбля Элизабет Стреб. Ее танцовщицы падают ничком с перекладины, которая поднимается все выше и выше, и последняя танцовщица падает уже с высоты около 10 м. Это определенно больше той высоты, на которой человек чувствует себя комфортно, и свидетельством тому были многочисленные испуганные вскрики в аудитории. Человек не должен падать с такой высоты, и уж точно не должен падать лицом вниз.

Большинство высоких зданий тоже вызывает у нормального человека сильную реакцию, хотя, возможно, и не столь драматичную, — от восхищения до страха и отчуждения. Одна из задач, стоящих перед архитекторами при проектировании высотных зданий, — приблизить эти сооружения, многократно превосходящие нас по размеру, к человеку, гуманизировать их. Здания и конструкции могут быть разными по форме и размеру, но наша реакция на них всегда отражает чисто физиологическую и психологическую реакцию на размер.

РИС. 70. Обзор больших масштабов и единиц длины, которые используются для их описания

Самое высокое сооружение в мире — башня «Бурдж–Халифа» в Дубае, столице Объединенных Арабских Эмиратов, высотой 828 м. Это чертовски много, но башня стоит в основном пустая, и фильм «Миссия невыполнима — 4» вряд ли придаст ей такой же культурный статус, какой приобрела другая башня — Empire State Building — после фильма «Кинг–Конг». Культовое нью–йоркское здание ниже арабской башни в два с лишним раза, однако заполнено гораздо плотнее.

Мы живем в мире, где много громадных естественных объектов, превосходящих все созданное человеком во много раз; многие из них вызывают восхищение и преклонение. В вертикальном направлении гора Эверест имеет высоту 8,8 км — высочайший пик Земли. Много лет назад я была счастлива, когда наконец добралась до ее вершины, хотя на сделанном там фото мы с приятелем выглядим достаточно жалко. Марианская впадина глубиной 11 км — самое глубокое известное место в океане и нижняя точка поверхности земной коры. Именно туда, в эту чужеродную впадину, устремился режиссер Д жеймс Кэмерон, после того как успешно завоевал мир со своим фильмом «Аватар».

На поверхности Земли естественные тела имеют значительно большие размеры. Ширина Тихого океана, к примеру, составляет около 20 млн м, тогда как Россия — длина ее территории по широте около 8 млн м — вдвое меньше. Земля имеет примерно 12 млн м в диаметре, а ее окружность достигает 40 млн м. США (4,2 млн м по широте) примерно вдесятеро меньше, но их длина все равно превосходит диаметр Луны, составляющий около 3,5 млн м.

Объекты в открытом космосе также могут иметь самые разные размеры. Астероиды, к примеру, различаются между собой очень сильно — мелкие могут быть размером с гальку, крупные намного превосходят любые объекты на поверхности Земли. Солнце — около 1,4 млрд м в ширину — превосходит Землю по размеру более чем в 100 раз. А Солнечная система, которую я возьму в пределах до Плутона (который входит в Солнечную систему независимо от того, является он планетой или нет), примерно в 8000 раз больше радиуса Солнца.

Расстояние от Земли до Солнца значительно меньше — всего лишь 150 млрд м — одна двухсотая от одной тысячной светового года. А световой год — это расстояние, которое свет может преодолеть за год — результат перемножения 300 млн м/сек (скорости света) и 30 млн сек (продолжительности года в секундах). Изза конечной скорости света солнечный свет, достигающий Земли, уже имеет возраст около 500 сек.

В нашей обширной Вселенной существует множество видимых структур самых разных видов и размеров. Астрономы объединяют большинство небесных тел в несколько типов. Для масштаба скажем, что галактика, как правило, имеет размер около 30000 световых лет, или 3 х 10²⁰ м, в поперечнике. Это относится и к нашей Галактике — Млечному Пути, — размер которой примерно втрое больше. Скопления галактик имеют размер около 10²³ м, или 10 млн световых лет. Свету требуется 10 млн лет, чтобы пересечь такое скопление галактик из конца в конец.

Несмотря на громадный разброс размеров, большинство небесных тел подчиняется законам Ньютона. Орбиту Луны, как и орбиту Плутона или даже самой Земли, можно рассчитать в рамках ньютоновой теории всемирного тяготения. Учитывая расстояние от планеты до Солнца, ее орбиту можно предсказать на основании одних только законов Ньютона — тех самых, что заставили упасть на землю легендарное яблоко.

Тем не менее более точные измерения планетарных орбит показали, что законы Ньютона — не последнее слово науки. Потребовалась общая теория относительности, чтобы объяснить прецессию перигелия Меркурия, то есть видимое изменение параметров его орбиты вокруг Солнца со временем. Общая теория относительности — более всеохватная теория, которая включает в себя ньютоновы законы (для невысоких плотностей и скоростей), но работает и за пределами этих ограничений.

Для описания большинства объектов общая теория относительности не нужна, однако ее эффекты могут накапливаться со временем, а там, где плотность объекта достаточно велика, как в черных дырах, они проявляются в полную силу. Черная дыра в центре нашей Галактики имеет радиус около 100 млрд (10¹¹) м.

Заключенная в этом объеме масса очень велика — около 4 млн солнечных масс — и здесь, как и в случае всех остальных черных дыр, описать ее гравитационные свойства без общей теории относительности невозможно.

Вся видимая Вселенная в настоящее время простирается примерно на 100 млрд световых лет в поперечнике — 10²⁷ м, или в миллиард раз больше нашей Галактики. Такое громадное число вызывает удивление, ведь получается, что размер Вселенной больше, чем расстояние, до которого мы реально можем «дотянуться» (13,75 млрд световых лет). Считается, что с момента Большого взрыва прошло 13,75 млрд лет и ничто за это время не могло преодолеть большее расстояние, так что и размер никак не может быть больше.

Однако здесь нет никакого противоречия. Причина, по которой Вселенная в целом больше, чем расстояние, которое мог преодолеть свет за время ее жизни, состоит в том, что пространство расширяется. В понимании этого явления большую роль играет общая теория относительности. Ее уравнения говорят о том, что растягивается сама ткань космоса. Мы можем видеть точки Вселенной, расположенные невероятно далеко друг от друга — так далеко, что сами они «видеть» друг друга не в состоянии.

Учитывая конечную скорость света и конечный возраст Вселенной, наблюдаемые расстояния в ней, разумеется, тоже конечны, и мы уже подошли к верхнему их пределу. Видимая Вселенная — это все, что доступно нашим телескопам. Тем не менее размер Вселенной почти наверняка не ограничен тем, что мы видим. Как и в случае с малыми расстояниями, где мы можем строить предположения, выходящие за рамки сегодняшних экспериментальных ограничений, здесь мы тоже можем строить предположения о том, что находится за пределами наблюдаемой Вселенной. Единственный предел в направлении больших расстояний кладет наше собственное воображение и естественное нежелание думать о структурах, которые мы не имеем никакой надежды когданибудь увидеть.

Мы в самом деле не знаем, что находится там, за горизонтом — границей наблюдаемой Вселенной. Ограниченность наших наблюдательных возможностей позволяет допустить существование там новых необычных явлений. Другие структуры, другие измерения, даже другие законы природы могут иметь место до тех пор, пока их существование не вступает в противоречие с наблюдаемыми явлениями. Это не означает, что буквально математически непротиворечивые структуры физически существуют в природе, как иногда утверждает мой коллега–астрофизик Макс Тегмарк. Однако это означает все же, что там, за горизонтом, может находиться множество самых неожиданных явлений и объектов.

Мы пока не знаем, существуют ли другие измерения или другие вселенные. Более того, мы не можем даже сказать наверняка, конечна Вселенная в целом или бесконечна, хотя большинство из нас считает, что, скорее всего, бесконечна. Ни одно наблюдение, ни одно измерение не дают никаких признаков ее конца, но дальность наблюдений и измерений ограничена. Вообще, Вселенная может иметь конец, так же как может иметь форму мяча или воздушного шара. Но в настоящее время ни одно теоретическое или экспериментальное свидетельство не указывает на это.

Большинство физиков предпочитают не думать слишком много о том, что царит за пределами видимой Вселенной, поскольку мы вряд ли когданибудь узнаем, что там. Однако любая теория гравитации или квантовой гравитации дает нам математические инструменты для предположений и прогнозов. На основе теоретических методов и гипотез о дополнительных пространственных измерениях физики иногда придумывают экзотические варианты иных вселенных, которые либо вообще не контактируют с нашей Вселенной, либо контактируют только через гравитацию. Как говорилось в главе 18, специалисты по теории струн и другие физики рассматривают возможность существования мультивселенной, состоящей из множества независимых вселеных, что согласуется с уравнениями теории струн; иногда эти рассуждения сочетаются с антропным принципом, который использует возможную множественность вселенных в своих интересах. Некоторые даже пытаются отыскать сигнатуры, по которым в будущем можно было бы судить о существовании подобных мультивселенных. Как мы видели в главе 17, в одном конкретном сценарии двухбрановая мультивселенная помогла бы нам получить ответы на некоторые вопросы физики элементарных частиц — ив этом случае имела бы проверяемые следствия. Но большинство дополнительных вселенных, будучи возможными, в обозримом будущем наверняка останутся за пределами наших экспериментальных проектов. Поэтому пока они останутся лишь теоретическими абстрактными гипотезами.

БОЛЬШОЙ ВЗРЫВ: ОТ МАЛОГО К БОЛЬШОМУ — СКВОЗЬ ВРЕМЯ

Теперь, когда мы вышли в пространство и рассуждаем о самых больших размерах, которые можно увидеть в наблюдаемой Вселенной, можно сказать, что мы достигли внешних пределов видимого (и вообразимого). Попробуем разобраться, как Вселенная, в которой мы живем, развивалась во времени и откуда взялись те громадные структуры, которые мы сегодня видим. Теория Большого взрыва говорит нам, что Вселенная за 13,75 млрд лет своей жизни выросла с первоначального размера до нынешних 100 млрд световых лет. Фред Хойл шутливо назвал теорию в честь первоначального толчка — взрыва, после которого раскаленный плотный шар начал расширяться, превращаясь в массу звезд и звездных структур, которые мы наблюдаем: шар рос, вещество «растекалось» по все большему объему и постепенно остывало.

Однако есть вещи, о которых мы вообще ничего не знаем: что, собственно, взорвалось в самом начале и как это произошло или хотя бы какого оно было размера до взрыва. Если последующую эволюцию Вселенной мы себе более или менее представляем, то ее рождение по–прежнему покрыто тайной. Но хотя теория Большого взрыва ничего не говорит нам о начальном моменте существования Вселенной, это все же очень успешная теория, которая может многое сообщить нам о ее последующем развитии. Сегодняшние наблюдения вместе с теорией Большого взрыва позволяют нам в значительной степени восстановить ход эволюции нашей Вселенной.

В начале XX в. никто еще не знал, что Вселенная расширяется. Вообще, в тот момент, когда Эдвин Хаббл впервые взглянул на небо, об эволюции Вселенной известно было очень мало.

Харлоу Шепли измерил Млечный Путь и получил 300 ООО световых лет в поперечнике, но при этом он был убежден, что, кроме Млечного Пути, во Вселенной ничего нет. В 1920–е гг. Хаббл понял, что некоторые туманности, которые Шепли считал пылевыми облаками (и которые выглядели под стать этому скучному названию), на самом деле представляют собой галактики, отстоящие от нас на миллионы световых лет.

Распознав галактики, Хаббл сделал второе поразительное открытие — расширение Вселенной. В 1929 г. он отметил красное смещение галактик, то есть доплеровский эффект, при котором свет от более далеких объектов сдвигается к большим длинам волн. Красное смещение свидетельствовало о том, что галактики удаляются от нас, примерно так же, как более глухой вой сирен машины скорой помощи говорит о том, что машина быстро удаляется прочь (рис. 71). Оказалось, что галактики, которые Хабблу удалось выявить, не являются неподвижными по отношению к Солнечной системе, а разбегаются в разные стороны. Эффект видимого разбегания галактик было легче всего объяснить тем, что мы живем в расширяющейся Вселенной, где расстояния между галактиками постоянно увеличиваются.

РИС. 71. Свет от объекта, удаляющегося от нас, сдвигается к более низким частотам, то есть к красному концу спектра, тогда как свет от объектов, приближающихся к нам, сдвигается в сторону более высоких частот, то есть претерпевает синее смещение. Аналогичным образом звук сирены понижается, когда машина отъезжает, и повышается, когда она подъезжает

Расширение Вселенной отличается от картин, которые первым делом возникают в нашем воображении. Нельзя считать, что Вселенная расширяется в какомто заранее определенном пространстве. Вселенная — это все, что существует. Вокруг нее нет ничего, в пределах чего она могла бы расти. Вселенная, как и само пространство, просто расширяется. Любые две точки в ней со временем отдаляются друг от друга. Другие галактики непрерывно убегают от нашей, но наше местоположение ничем не выделяется среди прочих, — просто все галактики разбегаются по отношению друг к другу и к любой конкретной точке в пространстве.

Вообразить себе эту ситуацию можно при помощи обычного воздушного шарика. Представьте, что вы отметили на шарике две произвольные точки. Если вы продолжите надувать шарик, точки отдалятся друг от друга (рис. 72). Примерно то же происходит с любыми двумя точками во Вселенной при ее расширении. Расстояние между ними — или между любыми двумя галактиками —- увеличивается.

РИС. 72. На примере вселенной–шарика можно видеть, как все точки на ее поверхности удаляются друг от друга при надувании шарика (расширении Вселенной)

Обратите внимание: в нашей аналогии точки не обязательно увеличиваются сами по себе — увеличиваются расстояния между ними. Именно так происходит и в реальной расширяющейся Вселенной. Атомы, к примеру, прочно скреплены электромагнитными силами и, естественно, не становятся больше. Не увеличиваются в размерах и такие относительно плотные и прочно связанные структуры, как галактики. Сила, заставляющая Вселенную расширяться, действует и на них тоже, но поскольку в них значительны и другие силы, то сами галактики не растут с общим расширением Вселенной. Действующие в них силы притяжения настолько существенны, что галактики сохраняют свои размеры, тогда как расстояния между ними непрерывно растут.

Разумеется, аналогия с воздушным шариком далеко не идеальна. У Вселенной три пространственных измерения, а не два, как у оболочки шарика. Более того, Вселенная велика и, вероятно, бесконечна по размеру, а не мала и искривлена, как поверхность шарика. Мало того, шарик существует в нашей Вселенной и расширяется в ней же, в отличие от Вселенной, которая существует и расширяется сама по себе. Но, несмотря на все ограничения, сравнение с шариком помогает представить, что такое расширение пространства. Каждая точка на ней удаляется одновременно от всех остальных точек.

Аналогия с шариком — на этот раз речь идет о его внутреннем содержимом — помогает понять и то, как Вселенная остывала, превращаясь из горячего плотного шара в нынешнее свое состояние. Представьте очень горячий шар, который вдруг начинает расширяться до очень больших размеров. Если сначала он, возможно, слишком горяч и до него невозможно дотронуться, то после расширения воздух в нем окажется намного прохладнее. Теория Большого взрыва утверждает, что первоначальная горячая и плотная Вселенная расширялась, одновременно остывая.

Надо сказать, что еще Эйнштейн вывел гипотезу о расширении Вселенной из уравнений общей теории относительности. Однако в то время никто еще не измерил и не обнаружил это расширение экспериментально, и Эйнштейн не поверил собственным выводам. Пытаясь примирить свою теорию со стационарной Вселенной, он ввел новый тип энергии, включив для этого в свои уравнения лямбда–член. После наблюдений Хаббла Эйнштейн отказался от этого искусственного средства и назвал его «величайшим заблуждением». Однако оказалось, что и гипотеза о дополнительной энергии не была полностью ошибочной. Как мы скоро узнаем, недавние измерения показывают, что так называемая космологическая константа, введенная Эйнштейном, действительно необходима для объяснения наблюдаемых явлений. В то же время ее измеренная величина, отвечающая за недавно обнаруженное ускорение расширения, оказалась примерно на порядок больше, чем та, что предлагал сам Эйнштейн, чтобы просто стабилизировать Вселенную.

Расширение Вселенной — прекрасный пример слияния походов «сверху вниз» и «снизу вверх» в физике. Теория гравитации Эйнштейна подразумевала что Вселенная должна расширяться, но лишь с экспериментальным открытием этого расширения физики почувствовали себя на верном пути.

Сегодня мы называем число, определяющее скорость расширения Вселенной в настоящее время, постоянной Хаббла. Это постоянная величина в том смысле, что местное расширение в любой точке пространства идет с одинаковой скоростью. Однако параметр Хаббла не постоянен во времени. В прежние времена, когда Вселенная была более горячей и плотной, а гравитационные эффекты в ней проявлялись сильнее, она расширялась намного быстрее, чем сегодня.

Точно измерить постоянную Хаббла очень сложно, потому что мы сталкиваемся здесь с той самой проблемой, которую поднимали и раньше, — проблемой различения прошлого и настоящего. Нам нужно знать, как далеко от нас находятся галактики, испытывающие красное смещение, поскольку красное смещение определяется скоростью, а она связана с расстоянием через коэффициент в виде постоянной Хаббла. Именно связанные с этим неточные измерения были причиной двукратного занижения возраста Вселенной, о котором я говорила в начале этой главы. Неопределенность при оценке параметра Хаббла была примерно такой же, как и неопределенность возраста Вселенной.

Это противоречие к настоящему моменту практически разрешено. Параметр Хаббла измерен Венди Фридман из Гарвард–Смитсоновского центра астрофизики, так что скорость удаления галактики, отстоящей от нас на миллион световых лет, составляет примерно 22 км/сек. На основании этой величины мы теперь знаем, что возраст Вселенной составляет около 13,75 млрд лет. Погрешность в определении возраста все еще может составлять 0,2 млрд лет, но ошибиться вдвое мы уже не можем. Оставшаяся неопределенность тоже может показаться очень большой, но на самом деле получившийся диапазон достаточно узок, чтобы сегодня практически не влиять на наши представления об окружающем мире.

Теорию Большого взрыва подтвердили и еще два принципиально важных класса наблюдений, результаты которых прекрасно совпадают с ее предсказаниями. Один класс измерений основан одновременно на физике элементарных частиц и предсказаниях общей теории относительности и потому подтверждает то и другое одновременно; речь идет об измерении плотности различных элементов, таких как гелий и литий, в космосе. Относительное количество этих элементов, предсказанное теорией Большого взрыва, совпадает с реально измеренным. Это в некотором роде косвенное доказательство, так как для вычисления этих плотностей необходимы сложные и подробные расчеты, основанные на ядерной физике и космологии. Несмотря на это, случайное совпадение реально обнаруженного множества разных элементов с предсказанной маловероятно, и, скорее всего, это означает, что физики и астрономы на верном пути.

Когда американские ученые Роберт Уилсон и Арно Пензиас в 1964 г. случайно обнаружили фоновое микроволновое излучение с температурой 2,7 К, их открытие стало новым подтверждением теории Большого взрыва. Чтобы вы могли представить, что это за излучение, скажу, что ничего не может быть холоднее абсолютного нуля — нуля градусов по Кельвину. Фоновое излучение Вселенной теплее абсолютного нуля менее чем на три градуса.

Сотрудничество и приключения Роберта Уилсона и Арно Пензиаса (за которые они в 1978 г. были удостоены Нобелевской премии) — прекрасный пример того, как фундаментальная наука и технологии иногда объединяют усилия и достигают результата, которого никто не мог предугадать. В давние времена, когда фирма AT&T еще была в Америке телефонным монополистом, она сделала замечательную вещь — основала Лабораторию Белла, знаменитую Bell Labs, выдающийся исследовательский центр, где бок о бок проводятся фундаментальные и прикладные исследования.

В этой лаборатории работали и Роберт Уилсон — изобретатель всевозможных хитрых устройств, и Арно Пензиас — ученый. Оба они пользовались радиотелескопами и вместе работали над их усовершенствованием. Уилсон и Пензиас интересовались наукой и техникой, фирма AT&T, что понятно, интересовалась телекоммуникациями, поэтому радиоволны в небе представляли интерес для всех без исключения.

Преследуя конкретную радиоастрономическую цель, Уилсон и Пензиас обнаружили одну особенность, которую поначалу сочли просто необъяснимой помехой. Это был однородный фоновый шум, похожий на шум ненастроенного радиоприемника. Он не исходил от Солнца и не имел отношения к недавним ядерным испытаниям. Девять месяцев ученые пытались понять, что происходит, опробовав за это время все мыслимые и немыслимые объяснения (включая предположение о том, что антенны загрязнены голубиным пометом). Они проверили все, что пришло в голову, отчистили антенну от помета (или «белого диэлектрического вещества», как именовал его Пензиас) и даже перестреляли всех голубей в округе, но шум не уходил.

Уилсон рассказывал мне, что свое открытие они совершили в очень подходящее время. Сами они ничего не знали о Большом взрыве, но Роберт Дик и Джим Пиблз из Принстонского университета знали. Тамошние физики поняли, что одним из следствий теории Большого взрыва должно быть реликтовое микроволновое излучение. Они как раз готовили эксперимент, который должен был бы измерить это излучение, когда обнаружили, что дело уже сделано учеными из Лаборатории Белла, которые пока сами не поняли, что открыли. К счастью для Пензиаса и Уилсона, астроном из Массачусетского технологического института Берни Берк знал и о принстонских исследованиях, и об открытии Пензиаса и Уилсона. Он и довел дело до результата — «состыковал» все заинтересованные стороны.

Вообще, вся эта история — прекрасный пример науки в действии. Исследования проводились с конкретной научной целью, которая могла принести и какието дополнительные бонусы — и технические, и научные. Астрономы не искали того, что нашли, но обладали высочайшей технической и научной квалификацией. Обнаружив чтото неожиданное, они и не подумали просто отбросить неудобные данные. Их исследование привело к открытию, имевшему огромные последствия, а успеха они достигли потому, что кроме собственной локальной цели держали в голове и всю научную картину мира. Так случайное открытие ученых навсегда изменило космологическую науку.

Реликтовое космическое излучение оказалось полезнейшим инструментом — оно не только подтвердило теорию Большого взрыва, но и превратило космологию в точную науку. Космическое микроволновое фоновое излучение дало нам возможность совершенно по–новому увидеть прошлое Вселенной.

В прошлом астрономы наблюдали объекты в небе, пытались определить их возраст и восстановить их эволюционную историю. Сегодня при помощи реликтового излучения ученые могут заглянуть непосредственно в прошлое, в те времена, когда звезды и галактики еще не сформировались. Свет, который они наблюдают, был излучен очень давно — на ранней стадии эволюции Вселенной. Когда кванты микроволнового фона, которые мы регистрируем сегодня, были излучены, размер Вселенной составлял лишь тысячную долю от ее современного размера.

Первоначально во Вселенной были только всевозможные частицы — и заряженные, и незаряженные, но, после того как она достаточно остыла, а на это ушло примерно 400 ООО лет, заряженные частицы объединились в нейтральные атомы. После того как это произошло, свет перестал рассеиваться — как говорят физики, произошло отделение излучения от вещества. Таким образом, наблюдаемое сегодня реликтовое излучение доходит до наших наземных и спутниковых телескопов непосредственно из времени, отстоящего от момента рождения Вселенной на 400000 лет, — доходит неизменным и непрерывным. Фоновое излучение, открытое Пензиасом и Уилсоном, — это то самое излучение, которое присутствовало еще на ранних стадиях эволюции Вселенной, только «разбавленное» и остывшее в процессе ее расширения. Это излучение попало прямо в телескопы, где и было зарегистрировано, без всякого рассеяния на случайных заряженных частицах. Этот свет открывает для нас широкое окно в прошлое.

Спутник СОВЕ (Cosmic Microwave Background Explorer), запущенный в 1989 г. и проработавший в космосе четыре года, измерил реликтовое излучение с необычайной точносью, и ученые обнаружили, что их измерения согласуются с теоретическими предсказаниями с точностью до одной тысячной. Но СОВЕ измерил и коечто новое. Безусловно, самым интересным из его результатов стала легкая неоднородность — анизотропия распределения температуры излучения по небесной сфере. Вообщето Вселенная чрезвычайно однородна, но крохотные отклонения на уровне менее одной десятитысячной на раннем этапе ее развития позже увеличились и сыграли важную роль при формировании различных структур. Неоднородности возникли на крохотных длинах, но со временем увеличились до размеров, существенных для астрономических измерений и структур. Гравитация собрала воедино более плотные области, где неоднородности были особенно сильны, и сформировала из них массивные структуры, которые мы в настоящее время наблюдаем. Звезды, галактики и скопления галактик являются результатом возникших в начале времен крохотных квантово–механических возмущений и их дальнейшего развития под действием гравитационных сил.

Наблюдение микроволнового фонового излучения продолжает оставаться важнейшим фактором наших представлений об эволюции Вселенной. Его роль как настоящего окна в прошлое невозможно переоценить. Не так давно исследования реликтового излучения вместе с более традиционными методами исследований представили ученым экспериментальные свидетельства новых загадочных явлений — инфляционной модели Вселенной (космической инфляции), а также скрытой массы и темной энергии, о которых мы поговорим в следующей главе.

Когда я работала в Массачусетском технологическом институте, наша кафедра испытывала трудности: офисных помещений на третьем этаже, где работали специалисты по физике элементарных частиц, перестало хватать. Поэтому я переехала в свободный кабинет рядом с кабинетом Алана Гута, этажом ниже, где тогда размещались теоретики — астрономы и космологи. Сам Алан начинал как специалист по физике элементарных частиц, но сегодня он известен как один из лучших космологов нашего времени. Я к моменту переезда успела уже познакомиться с некоторыми связями между физикой элементарных частиц и космологией. Но проводить такие исследования намного проще, если сосед разделяет твои интересы и столь же рассеян — так, что в его кабинете ты чувствуешь себя как дома.

Многие специалисты по физике элементарных частиц освоили другие, самые разные области научных исследований. Уолли Гилберт, один из основателей биотехнологической компании Biogen, начинал в физике элементарных частиц, но оставил эту область ради исследований в биологии и химии, достойных Нобелевской премии. Его примеру последовали многие. С другой стороны, многие из тех, кто учился вместе со мной, оставили науку и стали «квантами» Уолл–стрит, где можно играть на будущих измерениях на рынке. Они выбрали прекрасное время для такого перехода, поскольку тогда как раз разрабатывались финансовые инструменты хеджирования подобных рисков. Если в биологии пригодились способы организации мышления и решения задач, то в мире финансов небесполезными оказались некоторые методы и уравнения.

Но физика элементарных частиц и космология, разумеется, пересекаются гораздо глубже, чем любые другие науки. Подробное исследование Вселенной на различных масштабах вскрыло множество неразрывных связей между элементарными частицами на самых маленьких масштабах и самой Вселенной на самом большом. В конце концов, Вселенная по определению уникальна и охватывает все сущее. Специалисты по физике элементарных частиц смотрят вглубь и задаются вопросом о том, какой тип фундаментальной материи лежит в основе всякой материи, а космологи смотрят в небо и пытаются понять, как возникло и развивалось все то, что там есть. Загадки Вселенной — то самое, из чего она в основном и состоит — одинаково интересуют и космологов, и специалистов по физике элементарных частиц.

В той и другой области исследований изучаются базовые структуры и используются фундаментальные физические законы. Ученым необходимо принимать во внимание результаты друг друга. Состав Вселенной, изучаемый в физике элементарных частиц, является важным предметом исследования и для космологов. Более того, законы природы, включающие в себя и общую теорию относительности, и физику элементарных частиц, описывают эволюцию Вселенной, как, собственно, и должно быть, если обе теории верны и применимы к одному и тому же космосу. В то же время известные черты эволюции Вселенной накладывают определенные ограничения на свойства, которые может иметь материя, не вступая при этом в противоречие с данными наблюдений. В определенном смысле Вселенную можно назвать первым и самым мощным в истории ускорителем частиц. Энергии и температуры на ранних стадиях ее эволюции были чрезвычайно высоки, и те высокие энергии, которые мы сегодня стремимся получить в ускорителях, призваны воспроизвести именно эти условия, но в земных лабораториях.

Возросшее в последнее время внимание к этому пересечению интересов уже вызвало к жизни множество плодотворных исследований и серьезных открытий; можно надеяться, что процесс конвергенции будет продолжаться. В этой главе рассматриваются некоторые крупные вопросы космологии, которые сейчас исследуют и сами космологи, и специалисты по физике элементарных частиц. Мы рассмотрим такие явления, как космическая инфляция, скрытая масса (темная материя) и темная энергия.

КОСМИЧЕСКАЯ ИНФЛЯЦИЯ

Мы не можем пока сказать, что происходило в самом начале эволюции Вселенной, потому что у нас нет непротиворечивой теории, которая включала бы в себя и квантовую механику, и гравитацию. Тем не менее мы можем утверждать с определенной долей уверенности, что в некоторый момент в самом начале (возможно, всего лишь через 10~³⁹ сек после рождения Вселенной) произошло явление, известное как космическая инфляция.

В 1980 г. Алан Гут первым предложил эту модель, согласно которой в самом начале развития Вселенная взорвалась. Интересно, что первоначально он пытался решить для физики элементарных частиц проблему, связанную с космологическими последствиями теорий Великого объединения[57]. Он в то время занимался частицами, поэтому использовал методы, основанные на теории поля—теории, которая совмещает в себе специальную теорию относительности и квантовую механику. Однако дело кончилось тем, что он выдвинул совершенно новую теорию, которая резко изменила наш подход к космологии. Как и когда произошла инфляция, ученые спорят до сих пор. Но Вселенная, претерпевшая такое взрывное расширение, должна была оставить тому четкие свидетельства, и значительная часть этих свидетельств уже обнаружена.

В стандартном сценарии Большого взрыва Вселенная после рождения росла спокойно и равномерно: к примеру, с увеличением времени жизни вчетверо она должна была удвоиться в размерах. Но в инфляционную эпоху молодая Вселенная пережила период невероятно стремительного расширения и росла экспоненциально. Это значит, что за фиксированное время размер Вселенной удвоился, затем снова удвоился за то же время — и так не менее 90 раз подряд, пока инфляционная эпоха не закончилась и Вселенная не стала такой однородной, какой мы видим ее сегодня. Такое экспоненциальное расширение означает, к примеру, что за то время, пока возраст Вселенной увеличился в 60 раз, ее размеры выросли более чем в триллион триллионов триллионов (10³⁶) раз; без инфляции же они выросли бы за то же самое время всего лишь в восемь раз. В определенном смысле инфляция стала началом развития от малого к большому. Первоначальное громадное инфляционное расширение должно было «развести» субстанцию из вещества и излучения Вселенной до практически нулевой концентрации. Поэтому все, что мы сегодня наблюдаем во Вселенной, должно было возникнуть сразу после инфляции, когда энергия, питавшая инфляционный взрыв, превратилась в вещество и излучение. Лишь в этот момент времени начался Большой взрыв в его традиционном понимании — и селенная начала дальнейшее неспешное расширение в ту громадную структуру, которую мы видим сегодня.

Можно говорить об инфляционном расширении как о «взрыве–предвестнике» того дальнейшего развития Вселенной, которое шло по стандартному сценарию Большого взрыва. На самом деле это не начало — мы не знаем, что происходило, когда основную роль играла квантовая гравитация, — но это тот момент эволюции Вселенной, вслед за которым началась стадия Большого взрыва с охлаждением материи, а затем и формированием из нее крупных космических объектов.

Отчасти именно инфляции мы обязаны тем, что во Вселенной существуют самые разные объекты, а не сплошное «ничто». Часть энергии громадной плотности, накопленной во время инфляционного расширения, превратилась (согласно формуле Е = mc²) в вещество, из которого, собственно, и сформировалось все, что мы сегодня видим вокруг. Физики хотели бы все же узнать, почему во Вселенной больше вещества, чем антивещества. Но каков бы ни был ответ на этот вопрос, нынешнее вещество согласно теории Большого взрыва начало эволюционировать фазу же после окончания космической инфляции.

Инфляционная модель решала важные проблемы традиционной теории Большого взрыва, но мало кто из ученых поверил в предложенные сценарии возникновения инфляции. Поскольку создать достоверную модель было чрезвычайно трудно, многие физики (включая и тех, кто работал в то время в Гарварде, где я училась) сомневались в том, что эта странная идея может оказаться верной. С другой стороны, Андрей Линде, физик русского происхождения из Стэнфордского университета и один из первых, кто начал работы по инфляции, считал, что эта гипотеза должна быть верна просто потому, что никто не нашел никакого иного решения загадок, связанных с размером, формой и однородностью Вселенной, — загадок, на которые с легкостью отвечала инфляционная теория.

Инфляция, кстати говоря, может служить интересным примером связи между истиной и красотой — или отсутствия такой связи. С одной стороны, экспоненциальное расширение Вселенной красиво и легко объясняет многие явления, связанные с начальным этапом ее существования, а с другой — поиски теории, которая естественным образом объясняла бы экспоненциальное начальное расширение, приводит, как правило, к созданию не слишком красивых моделей.

В последнее время, однако, большинство физиков склоняется к тому, чтобы принять инфляционную модель, хотя обоснования ее корректности по–прежнему многих не устраивают. Наблюдения последних нескольких лет подтвердили космологическую картину Большого взрыва, предваряемого инфляцией. Сегодня многие физики уверены, что и развитие по схеме Большого взрыва, и инфляция имели место, поскольку предсказания, сделанные на основе этих теорий, оправдываются с впечатляющей точностью. Вопрос о том, какая модель лежит в основе инфляции, по–прежнему остается открытым, но сама по себе экспоненциальная инфляция в настоящее время подтверждается достаточным количеством свидетельств.

Одно из свидетельств в пользу космологической инфляции должно иметь отношение к отклонениям от равномерного распределения реликтового излучения по небесной сфере, о котором упоминалось в предыдущей главе. Фоновое излучение сообщает нам далеко не только о том, что Большой взрыв на самом деле имел место. Прелесть ситуации в том, что, поскольку это излучение, по существу, представляет собой мгновенный снимок состояния Вселенной на раннем этапе развития — до того, как успели сформироваться звезды, — оно позволяет нам заглянуть в прошлое и увидеть начало структурирования в тот момент, когда Вселенная еще была однородной. Измерения реликтового излучения позволили выявить крохотные отклонения от идеальной равномерности. Инфляционная модель предсказывает такие неоднородности, поскольку изза квантово–механических флуктуаций инфляция в разных областях Вселенной прекратилась в разное время, отчего и возникли крохотные отклонения от идеальной однородности.

Спутник под названием WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), названный в честь одного из инициаторов проекта принстонского физика Дэвида Уилкинсона и нацеленный на поиск анизотропии микроволнового фона, провел точные измерения, позволившие отличить инфляционные предсказания от прочих возможных вариантов. Несмотря на то что инфляция протекала давным–давно и к тому же при невероятно высоких температурах, инфляционная теория точно предсказывает статистические закономерности распределения температурных вариаций, которые должны проявляться в реликтовом излучении сегодня. Эта обсерватория измерила небольшие неоднородности температуры и плотности энергии с большей точностью и более высоким угловым разрешением, чем прежде, и распределение этих параметров вполне совпало с инфляционными ожиданиями.

Главным подтверждением инфляционной теории, полученным от WMAP, стало измерение кривизны Вселенной, а точнее — ее удивительной прямизны. Эйнштейн учил, что наше пространство может быть искривлено (на рис. 73 можно увидеть примеры искривленных двумерных поверхностей). Степень кривизны зависит от плотности энергии во Вселенной. В те времена, когда была впервые предложена инфляционная теория, было уже известно, что Вселенная на самом деле искривлена намного меньше, чем можно было ожидать, но измерения в то время были недостаточно точными и проверить инфляционное предсказание (инфляционная теория утверждает: Вселенная расширилась настолько, что любое искривление растянулось практически в нуль) было невозможно. На сегодняшний день измерения реликтового излучения показали, что Вселенная на самом деле плоская с точностью до одного процента, — и понять это без дополнительных физических объяснений очень трудно.

РИС. 73. Нулевая, положительная и отрицательная кривизна двумерных поверхностей. Вселенная тоже может быть искривлена, но в четырехмерном пространстве–времени, что трудно изобразить на бумаге

Отсутствие у Вселенной заметной кривизны стало громадной победой инфляционной космологии. Если бы дело обстояло иначе, инфляционную теорию можно было бы исключить. Данные WMAP стали и большой научной победой. Когда теоретики впервые предложили точно измерить микроволновой фон и поближе познакомиться, таким образом, с геометрией Вселенной, все сочли, что это, конечно, очень интересно и заинтересует научное сообщество, но слишком сложно технически, чтобы проект можно было осуществить в обозримом будущем. Однако вопреки ожиданиям не прошло и десяти лет, как космологи провели необходимые измерения и снабдили научный мир ценнейшими данными. Мы узнали об эволюции Вселенной множество поразительных фактов. WMAP и сегодня продолжает давать новые результаты, проводя на небесной сфере детальные измерения тончайших температурных вариаций. Спутник Planck, действующий сегодня, измеряет эти флуктуации еще точнее[58]. Исследования реликтового излучения оказались бесценным и главным источником сведений об истории ранней Вселенной и, скорее всего, еще долго будут им оставаться.

Недавние подробные исследования космического излучения, пронизывающего пространство с древнейших времен, позволили добиться громадных успехов и в других областях наших знаний о Вселенной и ее эволюции. Данные об излучении сообщили нам много нового о веществе и энергии вокруг нас. Мало того, что мы узнали, в каком состоянии была Вселенная, когда это излучение только начинало свой путь к нам; реликтовое излучение рассказало нам и о том, что встречало в пути. Если бы Вселенная изменилась за последние 13,75 млрд лет или если бы ее энергия отличалась от ожидаемой, то, как учит нас теория относительности, маршрут световых лучей тоже изменился бы, а следовательно, изменились бы и свойства излучения, которое мы сегодня регистрируем. Микроволновое фоновое излучение—чувствительнейший индикатор сегодняшнего энергетического состава Вселенной — обеспечивает нас информацией о том, что в этой Вселенной есть, в том числе о скрытой массе и темной энергии, о которых мы сейчас и поговорим.

СЕРДЦЕТЬМЫ

Помимо успешного подтверждения инфляционной теории исследование космического реликтового излучения породило несколько новых серьезных загадок, над которыми уже работают космологи, астрономы и специалисты по физике элементарных частиц. Инфляционная теория говорит нам, что Вселенная должна быть плоской, но не говорит, где скрывается в настоящее время энергия, необходимая для обеспечения ее плоского состояния. Однако при помощи уравнений Эйнштейна мы можем вычислить, какая энергия нужна для того, чтобы Вселенная сегодня была плоской. Оказывается, все известное видимое вещество обеспечивает лишь 4% необходимой энергии.

Дополнительной загадкой, требующей объяснения, стало то, что флуктуации температуры и плотности, первоначально измеренные СОВЕ, оказались такими крошечными. Если бы во Вселенной существовало только видимое вещество, а возмущения были такими крохотными, Вселенная просто не просуществовала бы так долго, чтобы возмущения успели настолько увеличиться и стать базой для формирования ее структуры. Но существование галактик и скоплений галактик вкупе с минимальными масштабами измеренных флуктуаций указывает на существование вещества, непосредственно увидеть которое никому пока не удалось.

На самом деле уже давно, задолго до проведенных СОВЕ измерений реликтового излучения, ученые знали, что должен существовать еще один тип материи, известный как темная материя (или скрытая масса). Другие наблюдения и раньше указывали на существование некоего невидимого вещества. Эта загадочная штука, получившая название скрытой массы, подвержена действию гравитационных сил, но не взаимодействует со светом. Поскольку это вещество не излучает и не поглощает свет, оно невидимое, а вовсе не темное. До сих пор о скрытой массе нам не известно практически ничего — только то, что она гравитирует и слабо взаимодействует с другими элементами и структурами.

РИС. 74. На диаграмме показано относительное содержание видимого вещества, скрытой массы и темной энергии, из которых состоит Вселенная

Более того, гравитационное влияние и измерения указывают на присутствие еще одной сущности, даже более загадочной, чем скрытая масса; эта сущность получила название темной энергии. Она пронизывает Вселенную, но не «слипается», как обычное вещество, и не «растекается» по мере расширения. Она очень похожа на ту энергию, которая в свое время стала причиной инфляции, но ее плотность сегодня намного меньше, чем была тогда.

Можно сказать, что в космологии сейчас наступила эпоха Возрождения: теории и наблюдения достигли такой стадии, когда можно проверять истинность новых гипотез. С другой стороны, мы по–прежнему живем в Темные века. Как показано на диаграмме (см. рис. 74), около 23% энергии Вселенной заключено в темной материи, а еще примерно 73% приходится на таинственную темную энергию.

В последний раз некая сущность в физике получила название «темной» в середине XIX в., когда Урбен Жан Жозеф Леверье из Франции предположил существование невидимой темной планеты, которую назвал Вулканом. Целью его было объяснить странную траекторию движения планеты Меркурий. До этого Леверье, изучив одновременно с англичанином Джоном Адамсом возмущения орбиты Урана, сделал вывод о существовании планеты Нептун, который полностью оправдался. А вот с Меркурием он ошибся. Оказалось, что странности его орбиты объясняются гораздо более сложно, чем просто существованием еще одной планеты, и объяснить их смогла только теория относительности Эйнштейна. Собственно, первым свидетельством в пользу общей теории относительности и стало успешное предсказание с ее помощью поведения орбиты Меркурия.

Может оказаться, что скрытая масса и темная энергия представляют собой следствия известных физических законов и теорий, а может быть, эти недостающие элементы Вселенной тоже являются предвестниками не менее серьезной смены парадигмы. Только время может сказать, каким образом разрешатся проблемы скрытой массы и темной энергии.

Я бы предположила, что скрытая масса, скорее всего, получит более традиционное объяснение, укладывающееся в рамки уже известных нам на сегодняшний день физических законов. В конце концов, даже если новое вещество ведет себя в соответствии с законами взаимодействий, похожими на те, что мы знаем, то почему все вещество во Вселенной обязано вести себя, как знакомое нам вещество? Или, более конкретно, почему всякое вещество обязано взаимодействовать со светом?

Многие думают по–другому. Они считают существование скрытой массы полной загадкой и задаются вопросом: как может быть, что большая часть вещества Вселенной — примерно в шесть раз больше того, что мы видим — представляет собой нечто, что невозможно зарегистрировать при помощи традиционных телескопов. Некоторые даже подозревают, что скрытая масса может оказаться какойто ошибкой. Лично я думаю наоборот (хотя следует признать, что даже среди физиков далеко не все согласны со мной). Было бы куда большей загадкой, если бы во Вселенной не нашлось другого вещества, помимо того, которое мы можем увидеть глазами. Почему человек должен обладать идеальными чувствами, способными непосредственно воспринимать все на свете? Опять же история развития физики на протяжении столетий учит нас, что от человеческого взгляда скрыто очень многое. С этой точки зрения непонятно, почему то, что мы воспринимаем непосредственно, должно составлять хотя бы одну шестую от энергии всего вещества. Мне это кажется совпадением, и мы с коллегами в настоящее время пытаемся в этом совпадении разобраться.

Нам известно, что должно существовать нечто со свойствами скрытой массы. Видеть это мы не можем, но гравитационное воздействие регистрируем исправно, и многочисленные наблюдательные данные о гравитационных эффектах в космосе говорят о том, что скрытая масса существует.

Первое указание на ее существование было получено при измерении скорости вращения звезд в скоплениях галактик. В 1933 г. Фриц Цвикки заметил, что галактики обращаются вокруг общего центра быстрее, чем следовало бы, исходя из видимой массы[59].

Вскоре после этого Ян Оорт обнаружил аналогичное явление и в Млечном Пути. Цвикки на основании собственных данных сделал вывод о существовании темной материи, которую никто не может непосредственно увидеть. Однако ни одно из этих наблюдений не было абсолютно убедительным. Казалось, что куда проще объяснить данные ошибкой наблюдения или пока неизвестной особенностью галактической динамики, чем придумывать исключительно для этого какуюто невидимую субстанцию.

В то время, когда Цвикки проводил свои измерения, у его аппаратуры не хватало разрешения, и он не мог различать отдельные звезды. Гораздо более убедительные доказательства существования скрытой массы были получены Верой Рубин — астрономом–наблюдателем, которая много позже, в конце 1960–х — начале 1970–х гг. провела детальные количественные измерения движения звезд в далеких галактиках. То, что поначалу казалось «скучным» исследованием — наблюдения за движением звезд в галактиках (Вера обратилась к этой теме только потому, что этим в то время почти никто из астрономов не занимался), — оказалось первым серьезным свидетельством существования во Вселенной скрытой массы. Наблюдения Рубин и Кента Форда дали неопровержимые доказательства того, что Цвикки в давние времена пришел к корректному выводу.

Вам может показаться странным, что человек, посмотрев в телескоп, может увидеть нечто «темное» или «скрытое». Дело в том, что астрономы «видят» не скрытую массу, а ее гравитационное действие на другие объекты. Свойства любой галактики, в частности скорости движения звезд в ней вокруг общего центра, зависят от ее суммарной массы. Если бы во Вселенной не было ничего, кроме видимого вещества, то звезды на дальних пределах галактики и даже далеко за ее пределами должны были бы чувствовать ее гравитационное воздействие в намного меньшей степени. На самом же деле оказалось, что звезды, отстоящие от центра галактики вдесятеро дальше, чем видимый размер светящейся центральной части, обращаются вокруг центра глактики с той же скоростью, что и близкие к центру. А это означает, что плотность массы в галактике практически не уменьшается по мере удаления от центра — по крайней мере до расстояний вдесятеро больших, чем размер светящейся части.

Астрономы делают вывод о том, что галактики состоят преимущественно из невидимой — «темной» — материи. Светящееся вещество, которое мы наблюдаем, составляет немалую их часть, но большая часть галактики невидима, по крайней мере в обычном смысле этого слова.

РИС. 75. Свет, проходя мимо массивного объекта, может отклоняться от прямого пути, что с точки зрения наблюдателя создает на небе множественные изображения его источника

Сегодня у нас имеется немало и других косвенных доказательств существования скрытой массы. Пожалуй, самые непосредственные из них основаны на явлении линзирования (рис. 75). Линзирование — явление, возникающее при прохождении света мимо массивного объекта. Даже если сам этот объект не излучает света, то гравитационное воздействие он оказывает. Его гравитация может искривить траекторию прохождения света, излученного обычным, нетёмным объектом, расположенным позади него (с нашей точки зрения). Поскольку свет искривляется в разные стороны в зависимости от того, с какой стороны от объекта он проходит, и поскольку мы автоматически считаем траекторию света прямолинейной, линзирование может породить на небе множественные изображения одного и того же яркого объекта. Эти множественные изображения, в свою очередь, позволяют нам «увидеть» темный объект или по крайней мере сделать выводы о его существовании и свойствах, вычислив силу тяготения, необходимую для такого изгибания наблюдаемого света.

Возможно, самое сильное доказательство того, что все эти явления объясняются скрытой массой, а не, скажем, модифицированной теорией гравитации, можно видеть в так называемом кластере «Пуля», который представляет собой результат столкновения двух скоплений галактик (рис. 76). По ходу столкновения видно, что скопления содержат звезды, газ и скрытую массу (темная материя). Горячий газ в скоплениях взаимодействует настолько активно, что остатки газа сконцентрировались в центральной зоне столкновения. Темная материя, с другой стороны, не взаимодействует или по крайней мере взаимодействует слабо. Измерения эффектов линзирования показали, что темная материя действительно отделилось от горячего газа в соответствии с моделью, в которой существует слабо взаимодействующая темная материя и активно взаимодействующая обычная материя.

РИС. 76. Кластер «Пуля» (внешне действительно напоминающий летящую пулю) свидетельствует о том, что скопления галактик содержат темную материю и что их динамику вряд ли удастся объяснить при помощи модифицированной теории гравитации. Дело в том, что здесь мы видим разделение между активно взаимодействующим обычным веществом, которое при столкновении двух скоплений собирается в центре, и слабо взаимодействующим темным веществом, которое можно «увидеть» по гравитационному линзированию и которое, очевидно, просто проходит чужое скопление насквозь

Еще одно свидетельство существования скрытой массы исходит от реликтового излучения, о котором мы уже говорили. В отличие от линзирования, измерения этого излучения ничего не говорят нам о распределении скрытой массы. Зато реликтовое излучение сообщает нам суммарное энергетическое содержание скрытой массы: какую именно часть космического «пирога» она составляет по энергетическому показателю.

Измерения реликтового излучения много сообщают нам о ранней Вселенной и снабжают подробной информацией о ее свойствах. Эти исследования говорят в пользу существования не только скрытой массы, но и темной энергии. Согласно уравнениям общей теории относительности Эйнштейна Вселенная может быть «плоской» только в том случае, если она обладает нужным количеством энергии. Материи, даже с учетом всей скрытой массы, просто не хватит, чтобы объяснить ничтожную степень кривизны, измеренную WMAP и приборами на аэростатах. Должна существовать еще какаято энергия. Темная энергия — единственный способ объяснить «плоскую» Вселенную без доступной измерениям кривизны трехмерного пространства и согласовать теорию с имеющимися на сегодняшний день экспериментальными данными.

Темная энергия, на которую приходится основная часть — приблизительно 70% — всей существующей во Вселенной энергии, ставит перед учеными еще больше проблем, чем скрытая масса. Доказательством, убедившим физическое сообщество в существовании такой энергии, стало открытие того факта, что расширение Вселенной в настоящее время ускоряется — примерно так же, как это происходило в начале времен, в инфляционный период, но гораздо медленнее. В конце 1990–х гг. две независимые команды ученых, работавшие на космическом телескопе «Хаббл» над проектами по космологии сверхновых звезд (Supernova Cosmology Project) и по сверхновым звездам с большими красными смещениями (Highz Supernova Team), удивили ученый мир открытием: скорость расширения Вселенной более не уменьшается, а наоборот, увеличивается.

До измерений сверхновых было получено несколько намеков на существование загадочной недостающей энергии, но доказательства были слишком слабыми. Однако в 1990–е гг. тщательные измерения показали, что отдаленные сверхновые звезды светят более тускло, чем ожидалось. Конкретный тип сверхновых отличается достаточно одинаковой и, главное, предсказуемой интенсивностью излучения, поэтому объяснить необычный фактор можно было только чемто новым. И этим новым стало, судя по всему, ускоренное расширение Вселенной, то есть сейчас считается, что Вселенная расширяется со все большей скоростью.

Ускорение, о котором идет речь, не могло возникнуть изза обычного вещества, гравитационное притяжение которого, наоборот, должно было бы замедлять расширение Вселенной. Единственным объяснением может быть Вселенная, расширяющаяся инфляционно, но с гораздо меньшей энергией, чем во время уже пережитой когдато фазы космологической инфляции. Причиной ускорения может быть только какаято сущность, играющая роль введенной Эйнштейном космологической константы, или, как ее назвали теперь, темная энергия.

В отличие от вещества, темная энергия оказывает на окружающее отрицательное давление. Обычное положительное давление побуждает вещество сжиматься, тогда как отрицательное давление вызывает все более быстрое расширение. Самый очевидный кандидат на роль источника отрицательного давления — космологическая постоянная Эйнштейна, представляющая энергию и давление, которые пронизывают Вселенную, но не связаны с веществом. Темная энергия — это более общий термин, которым мы в настоящее время пользуемся; тем самым мы допускаем, что соотношение между энергией и давлением, выраженное космологической константой, является не точным, а лишь приближенным.

Сегодня считается, что темная энергия — основной компонент энергии Вселенной. Это тем более замечательно, что плотность темной энергии, оказывается, чрезвычайно мала. Темная энергия доминирует во Вселенной на протяжении лишь нескольких последних миллиардов лет. До этого в эволюции Вселенной главную роль играли сначала излучение, затем вещество. Но плотность излучения и вещества снижается по мере их распределения по объему все расширяющейся Вселенной. С другой стороны, плотность темной энергии остается постоянной, несмотря на расширение. За то время, пока Вселенная достигла своего нынешнего возраста, плотность энергии в виде излучения и материи уменьшилась настолько, что на передний план вышла темная энергия, которая не «растекается» по растущему объему и не снижает своей плотности. Несмотря на невероятно низкую плотность темной энергии, когданибудь она обязательно должна была перехватить лидерство. И вот после 10 млрд лет все более медленного расширения Вселенная наконец почувствовала влияние темной энергии и начала увеличивать скорость расширения. Со временем во Вселенной не останется ничего, кроме энергии вакуума, а ее расширение достигнет соответствующей скорости (рис. 77). Возможно, эта «кроткая» энергия и не будет оределять развитие Земли, но Вселенную она, скорее всего, действительно получит в свое распоряжение.

РИС. 77. Вселенная в разное время своего существования расширялась по–разному. В инфляционной фазе она расширялась экспоненциально. После окончания инфляции началось расширение, соответствующее традиционной теории Большого взрыва. Теперь темная энергия заставляет скорость расширения вновь увеличиваться

ДАЛЬНЕЙШИЕ ЗАГАДКИ

Темная энергия и скрытая масса говорят о том, что мы не так уж преуспели в разгадке эволюции Вселенной, несмотря на невероятное совпадение космологической теории и ее прогнозов с экспериментальными данными. Большую часть Вселенной составляет нечто такое, о сущности и составе чего мы не можем ничего сказать. Лет через 20, может быть, наше сегодняшнее невежество будет вызывать лишь улыбку.

И это не единственная загадка, связанная с энергией Вселенной. Величина темной энергии, в частности, на самом деле представляет собой всего лишь «хвост» куда более значительной загадки: почему энергия, которая пронизывает всю Вселенную, так мала? Если бы ее суммарная величина была больше, она гораздо раньше по ходу эволюции Вселенной взяла бы верх над веществом и излучением, и структура Вселенной (и, естественно, жизнь в ней) не успела бы сформироваться. Кроме того, никто не знает, откуда раньше взялась огромная плотность той же энергии, запустившая и питавшая инфляционные процессы. Но самая крупная проблема, связанная с энергией Вселенной, — это проблема космологической постоянной.

Если исходить из квантовой механики, объем темной энергии должен был бы составлять куда большую величину и в инфляционный период, и сегодня. Квантовая механика учит нас, что вакуум — состояние, в котором нет постоянных частиц — на самом деле заполнен эфемерными частицами, которые то возникают, то исчезают вновь. Эти короткоживущие частицы могут обладать любой энергией — иногда настолько большой, что гравитационными эффектами от присутствия такой частицы уже нельзя пренебречь. Высокоэнергетические частицы придают вакууму необычайно большую энергию — намного большую, чем позволяет долгая эволюция Вселенной. Чтобы Вселенная выглядела именно так, как сейчас, объем энергии вакуума должен быть фантастически — на 120 порядков (!) — меньше, чем можно было бы ожидать исходя из законов квантовой механики.

Существует и еще один вопрос, связанный с этой задачей. Случайно ли мы живем именно в такое время, когда плотности энергии, связанной с веществом, скрытой массой и темной энергией, сравнимы между собой? Конечно, сейчас темная энергия преобладает над веществом, но менее чем втрое. Имея в виду, что все три вида энергии имеют принципиально разное происхождение и любой из них мог бы взять верх над остальными, тот факт, что их плотности близки, представляется чрезвычайно загадочным. Странность такого совпадения особенно заметна потому, что так дело обстоит только в наше время (грубо говоря). Ранее во Вселенной темная энергия играла заметно меньшую роль в общем балансе, а материя — большую. Спустя какоето время энергия будет играть намного более серьезную роль. Только сегодня все три компонента — обычное вещество, скрытая масса и темная энергия — сравнимы между собой.

Вопросы о том, почему плотность энергии настолько мала и почему разные источники энергии вносят сегодня почти равный вклад в общий баланс, не получили пока никакого ответа. Более того, некоторые физики считают, что настоящего ответа на них не существует. Они уверены, что мы живем во Вселенной с таким маловероятным объемом энергии вакуума просто потому, что любой больший объем не позволил бы во Вселенной сформироваться галактикам и другим структурам, а соответственно, и нам тоже. Нас бы не существовало, и некому было бы задавать вопросы об объеме энергии в какойто иной вселенной с иной величиной космологической постоянной. Эти физики считают, что вселенных множество и в каждой из них свой объем темной энергии. Но из всего множества вселенных только в тех, где могли возникнуть структуры, мог зародиться разум. Объем энергии в нашей Вселенной до смешного мал, но мы могли возникнуть и существовать только в таком мире. Это все тот же антропный принцип, который мы обсуждали в главе 18, и я уже тогда сказала, что меня он не убеждает. Тем не менее ни я и никто другой не может предложить лучшего ответа. Объяснение малой плотности темной энергии — возможно, самая главная на сегодняшний день загадка физики элементарных частиц и космологии.

Помимо загадок, связанных с энергией, у нас есть и космологическая загадка, связанная с веществом. Почему во Вселенной вообще имеется материя? Согласно нашим уравнениям вещество и антивещество равноправны. Сталкиваясь друг с другом, они аннигилируют и исчезают. По идее, после остывания Вселенной не должно было остаться ни вещества, ни антивещества.

Если скрытая масса не очень охотно вступает во взаимодействие и потому никуда не исчезает, то обычное вещество достаточно активно участвует в сильном взаимодействии. Без экзотических дополнений к Стандартной модели почти все наше обычное вещество к моменту остывания Вселенной до нынешней температуры должно было бы исчезнуть. Единственная причина, по которой вещество могло сохраниться, — это явное преобладание вещества над антивеществом. Но простейшие версии наших теорий не предусматривают ни преобладания, ни какого бы то ни было преимущества. Необходимо установить причины, по которым протоны, существуя, не могут отыскать вокруг антипротоны, с которыми можно было бы аннигилировать. Гдето в систему должна быть встроена асимметрия между веществом и антивеществом.

Да, количество оставшегося вещества в несколько раз меньше, чем скрытой массы, но все же именно на видимое вещество приходится заметная доля массы Вселенной, не говоря уже о том, что оно есть источник всего, что мы все знаем и любим. Как и когда возникла асимметрия между веществом и антивеществом — еще один серьезный вопрос, с которым специалистам по физике элементарных частиц и космологам очень хотелось бы разобраться.

Вопрос о том, что представляет собой скрытая масса, тоже, естественно, сохраняет принципиальную важность. Возможно, когданибудь мы обнаружим, что фундаментальная модель связывает плотность скрытой массы с плотностью обычного вещества, на что, вероятно, намекают недавние исследования. Во всяком случае, мы надеемся, что вскоре эксперименты помогут нам больше узнать о скрытой массе. Об этихто экспериментах мы сейчас и поговорим.

Когда главный инженер проекта БАКа Лин Эванс в январе 2010 г. выступал на калифорнийской конференции по БАКу и скрытой массе, завершил он свое выступление шутливой провокацией. Посетовав, что последние пару десятков лет «вы, теоретики, вслепую блуждали в темноте», он заявил: «Теперь я понимаю, зачем потратил 15 лет на строительство БАКа». Говоря все это, Лин, естественно, имел в виду дикую нехватку достоверных данных о высокоэнергетических процессах, от которой в предыдущие годы страдали все физики без исключения. При этом в его словах можно было усмотреть и намек на то, что сделанные на БАКе открытия, возможно, прольют свет на темную материю.

Между физикой элементарных частиц и космологией существует множество связей, но одно из самых интересных предположений гласит, что скрытая масса — это таинственное вещество — может возникать на энергиях, доступных для БАКа. Интересно, что если существуют стабильные частицы с массой масштаба слабого взаимодействия, то количество энергии в таких частицах (родились они во времена молодости Вселенной и дожили до наших дней) примерно соответствовало бы тому, что ученые ожидают от скрытой массы. Результаты вычислений количества скрытой массы, оставшейся от изначально горячей — но остывающей — Вселенной, показывают, что дело, возможно, обсоит именно так. Это означает, что не только сама скрытая масса может обнаружиться у нас прямо под носом, но и указания на ее природу тоже находятся гдето совсем рядом. Если скрытая масса в самом деле состоит из частиц с массой масштаба слабого взаимодействия, то не исключено, что БАК не только позволит нам ответить на вопросы о физике этой частицы, но и даст указания на то, что находится в огромной Вселенной и как все началось; без этих вопросов космология немыслима.

РИС. 78. Поиск скрытой массы идет в трех направлениях. Подземные детекторы пытаются непосредственно засечь столкновения частиц темной материи с ядрами–мишенями. Возможно, на БАКе удастся получить частицы скрытой массы, которые оставят след в его экспериментальных установках. А спутники и телескопы, может быть, засекут в космосе свидетельства аннигиляции частиц скрытой массы с образованием видимого вещества

Но эксперименты на БАКе — не единственный способ поиска скрытой массы. Факт состоит в том, что физика в настоящее время вступила в потенциально очень интересную эру новых данных, причем не только в области физики элементарных частиц, но и в области астрономии и космологии. В этой главе объясняется, как именно в ближайшее десятилетие будет идти поиск скрытой массы; речь пойдет о трех направлениях поиска. Сначала предстоит выяснить, почему самыми вероятными кандидатами на роль скрытой массы являются частицы с массой масштаба слабого взаимодействия; после этого надо подумать, как получить на БАКе эти частицы и опознать их, если эта гипотеза верна. Затем мы рассмотрим, как приборы, специально разработанные для поиска частиц темной материи, пытаются отследить их прибытие на Землю и зарегистрировать их слабые, но потенциально различимые взаимодействия. Наконец, мы рассмотрим способы, при помощи которых телескопы и детекторы на земле и в космосе ищут в небе следы аннигиляции частиц темной материи. Все три способа поиска скрытой массы показаны на рис. 78.

ПРОЗРАЧНОЕ ВЕЩЕСТВО

Нам известна плотность скрытой массы, известно, что она холодная (то есть движется медленно по отношению к скорости света), что взаимодействует в лучшем случае чрезвычайно слабо и наверняка не дает никакого значимого взаимодействия со светом. И это практически все, что мы знаем. Темная материя прозрачна. Мы не знаем ее массы, не знаем, вступает ли она в какието взаимодействия помимо гравитационных, не знаем, как она возникла. Нам известна ее средняя плотность: может быть, в объеме нашей Галактики на каждый кубический сантиметр приходится по одной массе протона, а может, компактные объекты с массой, соответствующей тысяче триллионов протонных масс, равномерно распределены по Вселенной — по одному на каждый кубический километр. Средняя плотность вещества в том и другом случае окажется одинаковой, да и вещества для инициации формирования структур хватит в любом случае.

Таким образом, мы знаем, что скрытая масса существует, но не имеем представления о ее природе. Это могли бы быть, к примеру, маленькие черные дыры или объекты из других измерений. Скорее всего, это просто новая элементарная частица, которая не вступает в обычные взаимодействия, характерные для частиц Стандартной модели: к примеру, стабильное нейтральное проявление новой физической теории масштаба слабого взаимодействия, которая, возможно, будет скоро открыта. Даже если дело обстоит именно так, нам все же хотелось бы знать, каковы свойства частицы, составляющей темную материю: какова ее масса, как она взаимодействует и не является ли она частью некоего неизвестного пока класса частиц.

Одна из причин, по которым сегодня так популярна интерпретация скрытой массы как элементарной частицы, заключается в том, что в пользу этой гипотезы говорят уже упоминавшиеся факты — обилие скрытой массы во Вселенной и значительная доля приходящейся на нее энергии. Удивительно также, что для стабильной частицы с массой, примерно соответствующей масштабу слабого взаимодействия, который предстоит исследовать БАКу (опять же через формулу Е = mc²) реликтовая плотность на сегодня, то есть доля энергии, которая должна была бы приходиться во Вселенной на эти частицы по расчету, примерно соответствует тому, что должно быть для темной материи.

Логика здесь примерно следующая. По мере развития Вселенной температура в ней падала. Тяжелые частицы, которых в горячей Вселенной было множество, в более поздней и более холодной Вселенной оказались сильно рассеяны, потому что при более низких температурах на их создание просто не хватает энергии. Как только температура упала в достаточной мере, тяжелые частицы постепенно аннигилировали с тяжелыми античастицами, так что исчезали и те и другие, а вот процесс рождения тех и других почти прекратился. Изза аннигиляции по мере остывания Вселенной численная плотность тяжелых частиц падала очень быстро.

Разумеется, чтобы аннигилировать, частицы и античастицы должны сначала встретиться[60], но с уменьшением их числа и ростом рассеяния вероятность такой встречи тоже многократно уменьшилась. Вследствие этого частицы на поздней стадии эволюции Вселенной аннигилировали намного менее эффективно.

В результате на сегодняшний день во Вселенной могло остаться значительно больше стабильных частиц с массой масштаба слабого взаимодействия, чем позволило бы предположить наивное применение законов термодинамики; в какойто момент частицы и античастицы настолько разбрелись по пространству, что просто не могут встретиться и уничтожить друг друга. Сколько таких частиц осталось на сегодняшний день, зависит от массы и характера взаимодействий предполагаемого кандидата на роль скрытой массы. Физики умеют вычислять реликтовую плотность при известных характеристиках. Загадочный и замечательный факт состоит в том, что для стабильных частиц с массой масштаба слабого взаимодействия реликтовая плотность как раз и получается примерно такой, чтобы эти частицы могли играть роль скрытой массы.

Конечно, поскольку мы не знаем ни точной массы частицы, ни точных параметров ее взаимодействий (не говоря уже о модели, к которой она может принадлежать), мы пока не можем сказать, насколько точно сойдутся у нас численные данные. Но счастливое, хотя и приблизительное, численное соответствие между двумя явлениями, которые на первый взгляд представляются совершенно независимыми, интригует и вполне может оказаться свидетельством того, что именно физика слабых взаимодействий способна объяснить наличие во Вселенной скрытой массы.

Такой тип кандидатов на роль скрытой массы получил известность как WIMP (Weakly Interacting Massive Particle — слабо взаимодействующая массивная частица). Слово «слабый» здесь выступает в роли описательного термина, а не отсылки к слабому взаимодействию: любая WIMP–частица вступает во взаимодействие еще менее охотно, чем нейтрино. Без дополнительных данных о темной материи и ее свойствах — данных, которые, возможно, удастся получить на БАКе — мы не сможем установить, действительно ли скрытая масса представляет собой WIMP. Именно для этого, кстати говоря, и нужны экспериментальные исследования.

СКРЫТАЯ МАССА И БАК

Интригующая возможность получить образец темной материи — одна из главных причин, по которым космологов интересует физика масштаба слабого взаимодействия и перспективы БАКа. Энергии, которые будут достигнуты на БАКе, как раз подходят для поиска WIMP. Если скрытая масса в самом деле состоит из частиц, связанных с масштабом слабого взаимодействия, как позволяют предположить расчеты, не исключено, что эти частицы действительно удастся получить на женевском коллайдере.

Однако даже в этом случае нет никакой гарантии, что частицы темной материи будут обнаружены. В конце концов, темная материя почти не вступает во взаимодействие с частицами Стандартной модели, а птому получить ее непосредственно в коллайдере или обнаружить при помощи детектора наверняка не удастся. Даже если нужная частица будет получена, она пролетит через детектор насквозь и не оставит никаких следов. Тем не менее отчаиваться рано, даже если частица скрытой массы улизнет от нас. Любое решение проблемы иерархии будет связано с другими частицами, большинство из которых взаимодействуют гораздо активнее. Некоторые из них, возможно, удастся получить не один раз, а при их распаде, опять же возможно, получится частица темной материи, которая затем улетит, унося с собой часть импульса и энергии.

Лучше всего из моделей слабого масштаба, о которых идет речь и которые могут естественным образом содержать достойного кандидата на роль темной материи, изучены на данный момент суперсимметричные модели. Если суперсимметрия действительно применима к нашему миру, то вполне возможно, что именно легчайшая суперсимметричная частица LSP и составляет темную материю. Эта легчайшая частица, несущая нулевой электрический заряд, взаимодействует слишком слабо и возникает сама по себе слишком редко, чтобы ее можно было обнаружить. Однако глюино, суперсимметричные партнеры переносчиков сильного взаимодействия глюонов, и скварки, суперсимметричные партнеры кварков, по идее должны возникать, если они в принципе существуют и находятся в подходящем диапазоне масс. Как уже обсуждалось в главе 17, обе эти суперсимметричные частицы в конце концов должны распадаться с образованием LSP. Так что, несмотря на то что частицы темной материи не получится создать непосредственно, они должны все же возникать при распаде других, более часто встречающихся частиц с достаточной частотой, чтобы их можно было обнаружить.

Другие гипотезы о темной материи в слабом масштабе, имеющие проверяемые следствия, придется разрабатывать примерно так же. Масса частицы, составляющей темную материю, так или иначе должна лежать в диапазоне слабого взаимодействия, изучением которого займется БАК. Эти частицы не удастся получить непосредственно изза их слабой активности, но многие модели предусматривают существование других частиц, которые должны распадаться, образуя именно темные частицы. В этом случае нам, возможно, удастся убедиться в существовании частицы темной материи, а также узнать ее массу по недостающему импульсу.

Обнаружение темной материи на БАКе было бы, безусловно, серьезным достижением. Ученые смогли бы подробно исследовать хотя бы некоторые из ее свойств. Однако для того, чтобы по–настоящему убедиться в том, что обнаруженная частица в самом деле составляет темную материю, потребуются дополнительные доказательства, которые нам, может быть, помогут получить наземные и космические детекторы.

ЭКСПЕРИМЕНТЫ ПО НЕПОСРЕДСТВЕННОМУ ОБНАРУЖЕНИЮ ТЕМНОЙ МАТЕРИИ

Перспектива получить темную материю в коллайдере, несомненно, вызывает сильнейший интерес. Но следует заметить, что большинство космологических экспериментов проходит не в ускорителях. Ответы на космологические вопросы и информацию, которая помогает хотя бы чуть лучше разобраться в ситуации, чаще всего получают в ходе специальных экспериментов на Земле и в космосе, посвященных астрономическим вопросам и поиску темной материи.

Конечно, темная материя почти не взаимодействует с обычным веществом, поэтому поиски, ведущиеся в настоящее время, основаны на достаточно вольном предположении о том, что темная материя, несмотря на почти полную невидимость, тем не менее взаимодействует — слабо, но реально — с известным нам веществом (из которого мы, кстати говоря, можем построить детекторы). И это не просто попытка принять желаемое за действительное. Это предположение основано на некоторых расчетах, связанных с реликтовым излучением (о них уже упоминалось ранее); эти расчеты показывают, что если темная материя связана с моделями, предложенными для решения проблемы иерархии, то плотность оставшихся частиц вполне соответствует результатам наблюдения за темной материей. Многие WIMP–кандидаты на роль темной материи, предложенные на основании этих расчетов, взаимодействуют с частицами Стандартной модели с частотой, которую, вполне возможно, удастся обнаружить при помощи современных детекторов.

Но даже в этом случае, поскольку темная материя чрезвычайно неохотно вступает во взаимодействие, для ее поиска потребуются либо громадные детекторы на Земле, либо очень чувствительные детекторы (на Земле или в космосе), которые будут искать продукты, возникающие при встрече и аннигиляции темной материи, а также при рождении новых частиц и античастиц. Вероятность выиграть в лотерею, купив всего один билетик, очень мала, но если приобрести больше половины всех имеющихся билетиков, то у игрока будут очень неплохие шансы. Точно также очень большой детектор, судя по всему, имеет шанс обнаружить темную материю, хотя вероятность того, что темное вещество взаимодействует с каждым конкретным ядром в детекторе, чрезвычайно мала.

Сложнее всего детектору будет зарегистрировать нейтральные — незаряженные — частицы темной материи, а затем отличить их от космических лучей или другого фонового излучения. Частицы, не несущие на себе заряда, не взаимодействуют с детектором традиционными способами. Чтобы частица темной материи оставила след в детекторе, нужно, чтобы она столкнулась с атомными ядрами в детекторе и хотя бы чуть–чуть поменяла их энергию. Поскольку это будет единственным наблюдаемым следствием такого пролета, детекторы темной материи поневоле должны будут регистрировать крохотные количества тепловой энергии или энергии отдачи, переданной детектору. Чтобы зафиксировать и измерить эту энергию, детекторы должны быть либо очень холодными, либо очень чувствительными.

Очень холодные устройства, известные как криогенные детекторы, регистрируют небольшое количество тепла, которое выделяется при входе частицы темной материи в аппарат. Небольшое количество тепла, полученное и без того горячим детектором, было бы слишком трудно заметить, но специально разработанные холодные детекторы на это способны. Криогенные детекторы изготавливают с применением кристаллического поглотителя, такого как германий. Среди экспериментальных установок такого рода можно назвать CDMS (Cryogenic Dark Matter Search — криогенный детектор темной материи), CRESST и EDELWEISS.

К другому классу детекторов непосредственного действия относятся детекторы на инертных газах в жидком состоянии. Темная материя непосредственно не взаимодействует со светом, но энергия, получаемая атомом ксенона или аргона при столкновении с ним частицы темной материи, может вызвать характерную вспышку. Эксперименты с ксеноном включают XENON100 и LUX, среди экспериментальных установок с другими благородными жидкостями можно назвать ZEPLIN и ArDM.

В теоретическом и экспериментальном физических сообществах каждый желает знать, какие новые результаты ожидаются от этих экспериментов. Мне повезло побывать на конференции по темной материи в Санта–Барбаре, организованной в декабре 2009 г. двумя учеными — Дагом Финкбейнером и Нилом Вейнером; в то время CDMS, один из наиболее чувствительных экспериментов по регистрации темного вещества, как раз должен был выдать новые результаты. Даг и Нил — молодые друзья–ровесники, одновременно получившие магистерские степени в Беркли; мало того, они к тому же оба прекрасно разбираются в экспериментах по темной материи и в том, каких результатов от них можно ожидать. Нил занимался в основном физикой элементарных частиц, а Даг — астрофизикой, но тема темной материи объединила их обоих. На конференции им удалось собрать теоретиков и экспериментаторов — ведущих специалистов по этому вопросу.

Самая интересная лекция состоялась как раз в то утро, когда я туда приехала. Гарри Нелсон, профессор Университета Калифорнии в Санта–Барбаре, рассказывал о прошлогодних результатах CDMS. Вы, возможно, удивитесь, что рассказ о довольно старых уже результатах привлек столько внимания. Причина проста: все присутствующие знали, что всего через три дня удут опубликованы новые данные по этому эксперименту. Ходили активные слухи о том, что ученые CDMS получили реальные и весьма убедительные свидетельства открытия, так что всем хотелось лучше понять суть эксперимента. Много лет теоретики слушали разговоры о детекторах темной материи и соответствующих экспериментах, но, как правило, обращали внимание только на результат, а не на технические подробности самого эксперимента. Но теперь, когда до открытия темной материи, казалось, было рукой подать, теоретикам хотелось узнать побольше. Через несколько дней результаты действительно были опубликованы и разочаровали аудиторию с ее сильно преувеличенными ожиданиями. Но в день лекции всем было ужасно интересно. Гарри хватило терпения завершить свой обзор, несмотря на постоянные отвлекающие вопросы о новых результатах.

Поскольку лекция проходила в формате двухчасовой неформальной презентации, присутствующие могли прерывать лектора в любой момент, если это было необходимо для лучшего понимания. Гарри прекрасно объяснил все, что могло заинтересовать аудиторию, состоявшую преимущественно из специалистов по физике элементарных частиц, — ведь сам он по образованию тоже был таким специалистом, а не астрономом, и говорил с нами на одном языке.

Надо сказать, что в сложнейших экспериментах, связанных с поисками темной материи, дьявол, как всегда, кроется в деталях. Гарри дал нам это понять совершенно определенно. Эксперимент CDMS основан на продвинутой технологии низкоэнергетической физики — той самой, что традиционно называют физикой конденсированных состояний или физикой твердого тела. Гарри рассказал, что сам до вступления в коллаборацию ни за что бы не поверил, что такие тонкие измерения вообще возможны, и пошутил, что его коллегам–экспериментаторам следует радоваться, что первоначальное решение об эксперименте зависело не от него.

CDMS работает совершенно иначе, нежели сцинтилляционные детекторы на ксеноне и иодиде натрия. Он содержит кусочки германия или кремния размером с хоккейную шайбу, увенчанные точнейшим устройством регистрации, роль которого выполняет фононный датчик. Детектор работает при очень низкой температуре — гдето на самой границе сверхпроводимости. Даже небольшого количества тепла, приносимого фононами (фоно- ны — акустические квазичастицы, переносящие энергию через германий или кремний, примерно как фотоны переносят энергию света), может оказаться достаточно, чтобы вывести детектор из состояния сверхпроводимости и зарегистрировать событие, потенциально связанное с темным веществом, при помощи устройства под названием SQUID (Superconducting Quantum Interference Device — сверхпроводящее устройство квантовой интерференции). Эти устройства чрезвычайно чувствительны и очень хорошо измеряют переданную энергию.

Но зарегистрировать событие недостаточно. Экспериментаторам необходимо убедиться, что детектор «увидел» действительно темную материю, а не просто фоновое излучение. Проблема состоит в том, что излучает все вокруг. Мы сами излучаем. Компьютер, на котором я печатаю эту книгу, излучает. Книга (бумажная или электронная), которую вы читаете, излучает. Пота с одного- единственного пальца экспериментатора достаточно, чтобы забить помехами любой сигнал от темной материи. И это без учета всевозможных естественных и рукотворных радиоактивных веществ. Окружающая среда и воздух, как и сам материал детектора, являются источниками излучения. В детектор могут попасть космические лучи. Медленные нейтроны в грунте запросто могут изобразить из себя темную материю. Мюоны космических лучей могут попасть в породу и породить веер частиц, в том числе и нейтронов, которые тоже могут выглядеть, как темная материя. В общем, фоновых электромагнитных событий в детекторе происходит в 1000 раз больше, чем предсказанных сигнальных событий, даже при достаточно оптимистичных предположениях о массе и силе взаимодействия частиц темной материи.

Так что главное занятие экспериментаторов, занятых поиском темной материи, — экранирование и дискриминация. (Это астрофизический термин. В физике элементарных частиц это называют более наукообразно — идентификация частиц, хотя я не уверена, что в наши дни это звучит намного лучше.) Экспериментаторы стремятся как можно лучше экранировать свое устройство, чтобы отсечь излучение и отличить потенциальные события, связанные с темным веществом, от совершенно неинтересного радиационного рассеяния в детекторе. Отчасти экранирование обеспечивается тем, что подобные установки размещают в шахтах глубоко под землей. Идея в том, что космические лучи, прежде чем добраться до детектора, имеют хорошие шансы взаимодействовать с чемнибудь в грунте. С другой стороны, темная материя, которая взаимодействует гораздо менее охотно, доберется до детектора без помех.

К счастью для ученых, шахт и тоннелей существует вполне достаточно. Эксперимент DAMA, а также эксперименты под названиями 10, 100 (более крупная версия) и CRESST (детектор с использованием вольфрама) проводятся в лаборатории GranSasso, расположенной в Италии в тоннеле на глубине около 3000 м под землей. Другую установку на базе ксенона, получившую название LUX, предполагается разместить на глубине 1500 м в бывшей золотоносной шахте Хоумстейк в штате Южная Дакота. Этот эксперимент пройдет в той самой пещере, где Рэй Дэвис открыл нейтрино, возникающие в ходе ядерных реакций в глубинах Солнца. Эксперимент CDMS располагается в суданской шахте на глубине около 750 м.

И все же многих сотен метров грунта над шахтами и тоннелями недостаточно, чтобы гарантировать отсутствие лишнего излучения вокруг детектора. Ученым приходится дополнительно экранировать свои установки различными способами. Детектор CDMS заключен в кожух из полиэтилена, который светится при попадании в него извне чегото более активно взаимодействующего, чем темная материя. Еще интереснее кожух из свинца, взятого с затонувшего в XVIII в. французского галеона. У старого свинца, пролежавшего несколько столетий в воде, было достаточно времени, чтобы избавиться от собственной радиоактивности. Это плотный поглотитель, идеальный для экранирования детектора от внешнего излучения.

Несмотря на все меры предосторожности и барьеры, до детекторов добирается немало квантов электромагнитного излучения. Чтобы отличить это излучение от потенциальных кандидатов на роль темной материи, требуется дальнейшая дискриминация. Взаимодействия частиц темной материи напоминают ядерные реакции, возникающие при попадании нейтрона в мишень. Поэтому напротив регистратора фононов располагается более традиционный детектор элементарных частиц, который измеряет ионизацию, возникающую при пролете предполагаемой частицы темной материи сквозь германий или кремний. Вместе два измеренных параметра (ионизация и энергия фонона) позволяют отличить ядерные процессы — подходящие события, которые могут указывать на присутствие темной материи — от событий, вызванных электронами и представляющих собой результат действия радиоактивности.

Среди других интересных особенностей установки CDMS—точное определение координат и времени события. Непосредственно его координаты определяются только в двух направлениях, но момент прохождения фононов дает положение и по третьей координате. Так что экспериментаторы могут точно определить, где произошло событие, и исключить фоновые события на поверхности. Еще одна особенность — то, что установка сегментирована на отдельные стопки детекторов размером с хоккейную шайбу. Истинное событие произойдет лишь в одном из этих детекторов, излучение же от местного источника может затронуть несколько детекторов сразу. Все это дает CDMS и следующей, еще лучше проработанной установке, неплохие шансы обнаружить темную материю.

Тем не менее, как бы впечатляюще ни выглядел эксперимент CDMS, он вовсе не является единственным детектором темной материи, да и криогенные устройства — не единственный тип таких детекторов. Через несколько дней после лекции Гарри о своих экспериментах 10 и 100, а также о других экспериментах с благородным жидкостями рассказала и Елена Априль, одна из пионеров работы с ксеноном. Поскольку вскоре эти установки должны стать самыми чувствительными детекторами темной материи, аудитория слушала очень внимательно.

В ксеноновых установках события, связанные с темным веществом, регистрируются за счет сцинтилляций. Жидкий ксенон представляет собой плотную гомогенную жидкость, обладает высокой атомной массой (что повышает вероятность взаимодействия с темным веществом), хорошо вспыхивает, легко ионизуется при получении энергии, так что описанные выше два типа сигналов можно эффективно отличать от электромагнитных событий, и к тому же относительно дешев по сравнению с другими пригодными для этой цели материалами (хотя за десять лет его цена увеличилась вшестеро). Эксперименты подобного типа с благородными газами стали намного масштабнее и эффективнее, к тому же их возможности далеко не исчерпаны. Когда вещества больше, вероятность желаемого события выше; кроме того, при помощи внешней части детектора можно более эффективно экранировать его внутреннюю часть, что помогает обеспечить значимость результата.

Измерив ионизацию и мощность первоначальной вспышки, экспериментаторы получают возможность отсечь фоновое излучение. В эксперименте 100 для измерения осцилляций используются особые фототрубки, созданные для работы в низкотемпературной среде детектора под высоким давлением. Аргоновые детекторы в будущем могли бы обеспечить еще более точную информацию о сцинтилляциях, поскольку в них устанавливается точная форма вспышки как функция времени, и это также поможет в дальнейшем отделить зерна от плевел.

Сегодня дело обстоит довольно странным образом (хотя положение может измениться в самом ближайшем будущем): дело в том, что один из сцинтилляционных экспериментов — DAMA в лаборатории Gran Sasso в Италии — зарегистрировал сигнал.

В приборе DAMA, в отличие от описанных только что экспериментов, не предусмотрено внутреннего различения сигнала и фона. Считается, что сигнал от событий с участием темной материи можно распознать исключительно по его временной форме, если применить для этого характерную зависимость, связанную с движением Земли по околосолнечной орбите.

Скорость прилетающих извне частиц темной материи имеет значение, потому что именно от нее зависит, сколько энергии выделится в детекторе. Если энергия слишком мала, эксперимент окажется не очень чувствительным и может просто не заметить появления частицы. Если энергия выше, вероятность того, что установка зарегистрирует событие, также повышается. Из- за движения Земли по орбите скорость темной материи по отношению к нам (а следовательно, и энергия, переданная детектору) зависит от времени года, и в некоторые сезоны (летом) сигнал увидеть проще, чем в другие (зимой). Эксперимент DAMA ищет регулярные сезонные колебания в частоте событий, которые согласуются с прогнозами, и его данные говорят о том, что такой сигнал обнаружен (на рис. 79 показаны данные DAMA).

РИС. 79. Данные эксперимента DAMA показывают модуляцию сигнала во времени

Никто пока не может сказать наверняка, является ли сигнал DAMA признаком темной материи или объясняется какимто непониманием работы детектора или недооценкой внешних влияний. Ученые настроены скептически, потому что ни один из остальных экспериментов пока ничего не обнаружил. Отсутствие подтверждений плохо согласуется с прогнозами большинства моделей скрытой массы.

Пока ничего не понятно, но именно такого рода вещи делают науку интересной. Результат заставляет задуматься о том, что скрытую массу могут составлять несколько различных типов вещества; кроме того, темная материя может обладать какимито свойствами, которые облегчают ее обнаружение именно в эксперименте DAMA[61]. Такие результаты заставляют нас лучше изучать собственные установки и разбираться во всех их особенностях, только тогда мы сможем отфильтровать случайные сигналы и сказать, что данные эксперимента означают именно то, что утверждают экспериментаторы.

Ученые по всему миру работают над повышением чувствительности своих установок, чтобы можно было либо исключить, либо подтвердить открытие темной материи детектором БАМА. А может быть, им удастся независимо открыть другой тип темной материи. Все согласились бы с тем, что темная материя наконец открыта, если бы хотя бы один эксперимент подтвердил данные DAMA, но пока ничего подобного не произошло. Тем не менее есть шанс, что ответы на эти вопросы будут получены в самом ближайшем будущем. Даже если к моменту, когда вы будете читать эту книгу, изложенные выше результаты уже устареют, характер и методики экспериментов по–прежнему будут актуальны.

КОСВЕННЫЕ МЕТОДЫ ПОИСКА ТЕМНОЙ МАТЕРИИ

Эксперименты на БАКе и наземных криогенных детекторах или на ксеноне и аргоне — два способа определить природу темной материи. Третий и последний способ — определить ее путем непрямых наблюдений темной материи в небе и на земле.

Темная материя во Вселенной очень разрежена, но иногда она все же аннигилирует сама по себе или с участием соответствующей античастицы. Это происходит недостаточно часто, чтобы заметно изменить среднюю плотность темной материи, но даже этих нечастых событий может оказаться достаточно, чтобы породить измеримый сигнал. Дело в том, что при аннигиляции частиц темной материи рождаются новые частицы, которые уносят прочь их энергию. В некоторых случаях, в зависимости от природы темной материи, при ее аннигиляции могут родиться обнаружимые частицы и античастицы Стандартной модели, такие как электроны и позитроны или пары фотонов. Тогда астрофизические детекторы, способные регистрировать античастицы или фотоны, возможно, «увидят» и признаки этих аннигиляций.

Инструменты, занятые сейчас поиском продуктов аннигиляции темной материи, первоначально предназначались совсем не для этой цели. Они были задуманы как телескопы или детекторы (космические или наземные) для регистрации света или частиц; ученые просто хотели лучше понять, что находится там, в небе. Увидев, что именно излучают звезды, галактики и всевозможные экзотические объекты в них, астрономы могут многое узнать о химическом составе астрономических объектов, выяснить свойства и природу звезд.

Философ Огюст Конт в 1835 г. ошибочно сказал о звездах: «Мы никогда и никакими средствами не сможем исследовать их химический состав». Ему казалось, что это знание навсегда останется за пределами человеческих возможностей. Тем не менее после этих слов прошло не так уж много времени, когда в результате открытия и интерпретации спектра Солнца — излученного или поглощенного света — мы узнали о составе нашего светила, и ошибка Конта была раз и навсегда доказана.

Сегодняшние эксперименты продолжают ту же миссию, пытаясь определить состав других небесных тел. Современные телескопы очень чувствительны, и буквально с каждым месяцем мы узнаем об окружающем мире все больше и больше.

К счастью, наблюдения за светом и частицами, которыми уже занимаются самые разные приборы и установки, тоже могут пролить свет на природу скрытой массы. Поскольку античастицы во Вселенной встречаются относительно редко, а распределение энергии фотонов может обладать вполне определенными опознаваемыми свойствами, подобные наблюдения со временем, возможно, удастся связать с темной материей. Пространственное распределение этих частиц, возможно, также позволит отличить продукты аннигиляции от более распространенных астрофизических фонов.

Система HESS (High Energy Stereoscopic System), расположенная в Намибии, и система VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescopic Array) в штате Аризона представляют собой объединение множества наземных телескопов, занятых поисками фотонов высоких энергий из центра нашей Галактики. А следующее поколение очень высокоэнергетических гамма–обсерваторий — СТА (Cherenko Telescope Array) — обещает еще более высокую чувствительность. Космический гамма–телескоп Ферми, ранее известный как GLAST, каждые 95 минут огибает Землю по орбите высотой 550 км на спутнике, запущенном в 2008 г. Преимущество наземных детекторов фотонов в том, что они собирают свет с громадной территории, тогда как чувствительнейшие инструменты телескопа Ферми дают много лучшее энергетическое разрешение и точнее определяют направление; они чувствительны к более низкоэнергетическим фотонам и имеют в 200 раз более широкое поле зрения.