Эволюция Вселенной и происхождение жизни

Глава 25 Темная сторона Вселенной

Невидимое вещество пришло в астрономию в XIX веке, когда Фридрих Бессель сделал вывод, что крошечные движения Сириуса на небе вызваны обращением вокруг него темного тела. Этот спутник Сириуса, белый карлик, был обнаружен позднее, в 1862 году, когда талантливый американский оптик Алван Кларк испытывал объектив для нового телескопа диаметром 46 см. Бессель не дожил до этого открытия, но он был убежден, что у Вселенной свои темные секреты: «Нет причин считать, что сияние является неотъемлемым свойством небесных тел. Бесчисленность видимых звезд не исключает существования такого же множества невидимых». Как мы уже говорили, спутник Сириуса — тусклый и плотный белый карлик — не совсем лишен свечения, однако сейчас астрономы говорят об ином и притом совершенно темном веществе.

Исследование темной материи началось в 1933 году, когда швейцарский астроном Фриц Цвикки (1898–1974), эмигрировавший в 1925 году в США, заметил, что галактики в скоплении Волосы Вероники (Coma; рис. 25.1) движутся относительно друг друга слишком быстро. Чтобы удержать галактики в пределах скопления, оно должно иметь массу, намного превышающую суммарную массу его галактик. Цвикки подсчитал, что скопление в основном состоит из темной материи и только малая его часть состоит из видимого вещества. По современным оценкам, необходимое количество темной материи должно в десять раз превышать количество видимого вещества.

А можно ли объяснить большой разброс скоростей галактик без гипотезы о темной материи? В 1956 году армянский астроном Виктор Амазаспович Амбарцумян (1908–1996) из Бюраканской обсерватории близ Еревана предположил, что скопления галактик в целом могут находиться в состоянии расширения. В этом случае нет, необходимости в наличии большой массы темной материи. Однако позже наблюдения показали, что центральная область скопления Coma состоит из двух субскоплений. Эти два уплотнения из темной материи отмечены двумя ярчайшими галактиками с их спутниками. Они явно обращаются друг вокруг друга, как звезды в двойной системе, но в значительно большем масштабе.

Рис. 25.1. Скопление галактик в созвездии Волосы Вероники (Coma Berenices). Оно в пять раз дальше ближайшего к нам скопления в Деве (Virgo). Некоторые яркие точки — это звезды нашей Галактики, они на переднем плане. Размытые пятнышки — это далекие галактики, в основном из скопления Coma. Обратите внимание на две крупные галактики в центре скопления. (NASA/JPL–Caltech/GSFC/SDSS).

В основном ускорение галактик вызвано их притяжением к темной материи, заключенной в этих двух субскоплениях. Но ситуация усложняется ввиду двойственности центральной массы. Обычная галактика, попадая в центральную область скопления Coma, становится членом тройной системы, в которой два других тела — это темные субскопления. Как мы уже знаем, система из трех тел в большинстве случаев неустойчива: рано или поздно одно из тел будет выброшено из системы. В нашем случае этим телом станет самый легкий член системы — влетевшая туда галактика, которая в результате взаимодействия с субскоплениями получает дополнительную скорость. При этом ее энергия может стать достаточной для того, чтобы вообще покинуть скопление. Некоторые галактики в скоплении Coma, без сомнения, находятся на орбите убегания, так что в какой-то степени Амбарцумян был прав. Но предположение, что скопление как целое удерживается темной материей, в последние годы становится все более убедительным. В целом идея Цвикки была верной: большинство галактик в скоплении Coma связаны вместе притяжением темной материи.

Изучать темную материю немного легче в спиральных галактиках, где звезды и газовые облака обращаются вокруг центра галактики в довольно плоском диске. При измерении движения звезд и газа вдали от центра галактики обнаруживаются настолько высокие скорости вращения, что их нельзя объяснить действием суммарной массы обычных звезд внутри орбиты. В первом приближении суммарную массу звезд можно определить по полному количеству излучаемого ими света, если известно, сколько света излучает типичная звезда средней массы. В качестве таковой можно взять Солнце, для которого точно известна и масса, и мощность излучения (светимость). Суммарное излучение звезд галактики, умноженное на отношение массы Солнца к его светимости, дает полную массу обычных звезд, намного меньшую, чем полная масса галактики, определенная по орбитальному движению далеких звезд и облаков. Кажется, что в галактике кроме звезд и газа есть еще какое-то вещество, которое вносит большой вклад в общую массу галактики. Обычно предполагают, что темная материя находится в более или менее сферическом гало вокруг галактики.

Наличие массивных гало вокруг галактик впервые предположили эстонские астрономы Яан Эйнасто и его коллеги в 1970-х годах, и приблизительно тогда же эту идею высказали Джеремая Острайкер и Джим Пиблз. Позже существование гало надежно доказали американские астрономы Вера Рубин и Кент Форд, детально изучившие вращение спиральных галактик. В 2002 году Веру Рубин наградили престижной Груберовской космологической премией за роль в открытии темной материи. (Пиблз получил свою Груберовскую премию в 2000 году за теоретические работы по космологии.)

Мы не знаем, из чего состоит эта темная материя. Ясно, что она обладает массой и оказывает гравитационное влияние, но это и все, что о ней известно после десятков лет изучения. Поэтому иногда раздаются голоса, что, возможно, темной материи вообще не существует. Быть может, слишком большие значения масс получаются из-за неточности «взвешивания» галактик и их скоплений или же даже из-за неизвестных свойств ньютоновской гравитационной силы? Однако регулярно поступают новые независимые свидетельства того, что темная материя все же есть.

Даже если природа темной материи неизвестна, мы тем не менее можем вычислить полное количество темной материи во Вселенной. Один из лучших способов — использовать рентгеновское излучение. В скоплениях галактик содержится огромное количество газа, причем настолько горячего, что он излучает рентгеновские лучи. Очевидно, скопление своим притяжением должно быть способно удержать этот газ внутри себя, и этот факт позволяет определить полную массу гравитирующего вещества в скоплении. Большой неожиданностью стало то, что масса самого газа больше суммарной массы галактик в скоплении, но даже если сложить массу газа и массу галактик, остается еще большой пробел, который можно заполнить только темной материей. Рентгеновские обсерватории, последовавшие за «Ухуру» (это «Коперник», запущенный в 1972 году, «Эйнштейн» в 1979 году, а затем обсерватории ХММ и «Чандра»), детально изучили рентгеновское излучение газа, что позволило определить массу темной материи, необходимой для удержания этого газа в скоплениях (как, например, в скоплении Coma, рис. 25.2).

В последнее десятилетие получил развитие новый эффективный метод выявления темной материи: гравитационное линзирование. Он использует гравитационное влияние темной материи на лучи света. Согласно общей теории относительности, луч света искривляется, когда проходит рядом с массивным телом. Еще в 1919 году было обнаружено искривление лучей света, проходящих вблизи Солнца. На возможность эффекта гравитационной линзы впервые указал в 1924 году профессор Санкт-Петербургского университета Орест Даниилович Хвольсон (1852–1934). В 1936 году Эйнштейн сам провел детальные вычисления и пришел к выводу, что в среде звезд наблюдать этот эффект очень трудно. Однако вскоре Фриц Цвикки понял, что галактики, которые намного массивнее звезд, могут создавать изображения фоновых объектов вполне наблюдаемого размера — несколько секунд дуги. Спустя несколько десятилетий такое изображение действительно обнаружилось: галактика создала двойное изображение далекого квазара. В главе 26 мы вернемся к примерам гравитационного линзирования.

Рис. 25.2. Сочетание рентгеновского и оптического изображений крупной галактики М86 в скоплении Дева (Virgo). Рентгеновское излучение имеет наибольшую яркость в центре галактики и ослабевает к ее краям. Обратите внимание на рентгеновский хвост, возникший из-за движения галактики сквозь скопление и потери горячего газа из зоны гравитационного влияния галактики. С разрешения NASA/CXC/SAO/X-ray: С. Jones, W. Forman и S. Murray;Optical: Pal Obs. DSS.

Как видимая, так и темная материя в скоплении галактик своим притяжением искривляют лучи света, идущие от более далеких галактик, создавая этим эффект гравитационной линзы. Измерив искривление, можно вычислить массу такой «линзы». Этот метод как бы делает темную материю «видимой». Приятно осознавать, что определенная этим способом масса темной материи совпадает с определенной по рентгеновскому излучению. Сейчас измерения полной массы темной материи в галактиках и скоплениях галактик считаются вполне надежными (рис. 25.3 и 25.4).

Рис. 25.3. Скопление галактик Эйбелл 2218. По всему снимку, полученному космическим телескопом «Хаббл», разбросаны дугообразные изображения галактик, в 50 раз более далеких, чем само скопление. Эти изображения возникли из-за эффекта гравитационного линзирования, вызванного темной материей скопления, масса которого около 7 x 10¹⁴ и масс Солнца. С разрешения NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI) и группы ERO (STScI + ST-ECF).

Рис. 25.4. Схемаt показывающая, как гравитационное поле скопления Эйбелл 2218 формирует дугообразные изображения далеких галактик фона. С разрешения NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI) и группы ERO (STScI + ST-ECF).

Что такое темная материя? Это обычное вещество или что-то совсем иное? «Обычным» мы называем барионное вещество с разным числом протонов в ядрах разных элементов и разным числом нейтронов в изотопах данного элемента. Вспомним, например, что у обычного водорода в ядре один протон, а в ядре дейтерия — протон и нейтрон. Теперь мы вернемся к одному тонкому моменту вычисления состава барионного вещества при ядерном синтезе во время Большого взрыва, как это было описано в главе 24. Итоговое относительное количество различных изотопов каждого элемента (как и относительное количество самих элементов) сильно зависит от доли барионного вещества в полном количестве вещества Вселенной. Считается, что полное количество вещества соответствует критической плотности, которая требуется во фридмановских моделях, чтобы сделать общую геометрию Вселенной плоской. Это замечательно, что по относительному обилию некоторых элементов, измеренному в ближайших окрестностях Галактики, можно определить долю обычного вещества во всей Вселенной!

Особенно полезны для таких оценок дейтерий и водород, обладающие одинаковыми химическими свойствами. В частности, доля сохранившихся к концу первичного нуклеосинтеза ядер дейтерия зависит от отношения современной плотности вещества к критической плотности Вселенной. Если бы критическая плотность полностью обеспечивалась обычным веществом, то обилие дейтерия составляло бы лишь одну миллиардную часть обилия водорода. Но наблюдаемое количество дейтерия в 10 000 раз больше! Согласно теории, это означает, что плотность обычного вещества составляет только 4 % от критического значения. С другой стороны, полное количество вещества в форме газа и звезд в галактиках составляет менее 1 % критической плотности. Следовательно, в действительности имеется два вида «скрытой» материи: обычное барионное вещество и в еще значительно большем количестве — загадочная не-барионная темная материя.

Некоторая часть невидимого барионного вещества в спиральных галактиках может быть в форме нейтронных звезд, белых карликов, черных дыр, тусклых красных звезд и планет. Те нейтронные звезды и черные дыры, которые обнаружены по рентгеновскому излучению, связаны с довольно коротким периодом эволюции двойных звезд. Поэтому рентгеновские звезды очень редки. Но это не означает, что настолько же редки сами нейтронные звезды и черные дыры. Просто в одиночном виде их почти невозможно обнаружить. Так что можно рассчитывать на дополнительное количество барионного вещества, но всего лишь в количестве нескольких процентов от критического значения.

Что же касается оставшегося большого количества небарионной темной материи, то нам неизвестна ее природа. Возможно, существуют неизвестные частицы, которые посредством гравитации и слабого взаимодействия влияют на знакомое нам вещество. Эти гипотетические частицы даже имеют названия (например, нейтралино) и предполагаемые свойства, но они не обнаружены в лабораторных экспериментах. Одна из таких частиц — фотино — считается похожей на нейтрино, но должна быть более массивной. Есть надежда, что новые ускорители частиц дадут какую-то информацию об этих частицах в ближайшие годы.

Раньше считалось, что нейтрино — безмассовые частицы, но в последние годы было доказано, что они обладают очень малой массой. Даже если бы масса у нейтрино была в 10 000 раз меньше, чем у электрона, суммарная масса всех нейтрино во Вселенной превысила бы массу обычного вещества. Но масса у нейтрино еще меньше. В экспериментах на ускорителе в Европейском центре ядерных исследований (CERN) было показано, что масса у нейтрино меньше, чему электрона, как минимум в 30 000 раз. Этот результат подтвердился в 1987 году, когда вспыхнула сверхновая в соседней с нами галактике Большое Магелланово Облако (рис. 25.5). Это самая близкая сверхновая, наблюдавшаяся за последние 400 лет. Она была настолько яркой, что в максимуме блеска ее можно было видеть на небе невооруженным глазом. Но гораздо важнее то, что впервые мы получили возможность зарегистрировать нейтрино, рожденные при взрыве сверхновой. К счастью, в тот момент работало несколько нейтринных детекторов, два из которых (в Японии и США) зафиксировали нейтрино. Время в пути для нейтрино составляет 163 000 лет (таково расстояние до Большого Магелланова Облака в световых годах), но оно должно немного различаться для разных нейтрино, если у них есть масса. Но все нейтрино пришли примерно в одно и то же время, а это означает, что их масса по крайней мере в 50 000 раз меньше массы электрона.

В последние годы возникло предположение, что существует теневой мир, состоящий из частиц, которые вообще не взаимодей-ствуют ни с одним детектором и влияние которых проявляется только в виде гравитации и связанной с ней кривизны пространства. Поскольку наблюдать такие частицы безумно сложно, вопрос об их существовании остается темой для отвлеченных дискуссий. Теневой мир может существовать, и даже в этот самый момент большие глыбы теневого вещества могут проходить сквозь нас, но способа убедиться в этом у нас нет. Если огромное количество темной материи, проявляющей себя через гравитацию, мы не сможем объяснить ничем другим, то последней возможностью останется теневой мир.

Рис. 25.5. Сверхновая, взорвавшаяся в 1987 году в Большом Магеллановом Облаке, видна как яркая звезда чуть правее центра. С разрешения European Southern Observatory.

Обычное вещество вносит примерно 4 % в критическую плотность, а темная материя — около 25 %. Но если общая геометрия Вселенной плоская, а у нас есть веские причины не сомневаться в этом, поскольку на это указывают свойства космического фонового излучения, то должен существовать недостающий компонент массы, который не является ни обычным темным веществом, ни темной материей. Как нам уже известно, этот новый компонент называется темной энергией. Что скрывается за словом «темный», пока совершенно непонятно. Мы только знаем, что каким-то образом эта темная энергия обеспечивает ускоренное расширение Вселенной и в то же время позволяет объяснить плоскую геометрию Вселенной.

Математически темную энергию использовал еще Эйнштейн, когда ввел в свои уравнения лямбда-член, чтобы обеспечить неподвижность Вселенной. И только в 1965 году Глинер понял, что естественным объяснением лямбда-члена является особый тип вакуума. Слово «темная» точно отражает тот факт, что мы не понимаем, откуда взялся этот уровень вакуума. Сама по себе концепция вакуумной энергии не столь уж необычна, но в первую очередь нужно объяснить, почему природа выбрала именно такой уровень темной энергии, заполняющей нашу Вселенную.

Из чего состоит Вселенная? Эмпедокл в V веке до н. э, а позже Аристотель и другие мудрецы Античности считали, что все в мире состоит из четырех «основных элементов», или стихий, — земли, воды, воздуха и огня. Это неплохо соотносится с четырьмя знакомыми нам состояниями вещества — твердым, жидким, газообразным и плазменным. (Если вы думаете, что незнакомы с плазмой — горячим ионизованным газом, — то посмотрите на пламя свечи, или на Солнце, или на огоньки звездного неба. Звезды — это гигантские плазменные шары; большая часть обычного вещества во Вселенной существует в виде плазмы.) Но и современная космология тоже говорит нам о четырех основных элементах, или космических энергиях, как их теперь называют. В современную космическую эпоху темная энергия космического вакуума является доминирующим элементом, содержащим около трех четвертей полной энергии Вселенной. Все тела в природе погружены в эту однородную среду, но ни одна структура не состоит из нее — только сам вакуум.

Три остальные энергии — это темная материя (примерно 20 %), обычное барионное вещество (4 %) и излучение, доля которого сейчас очень мала (0,01 %). В прошлом эти соотношения были другими, и в будущем они тоже изменятся. Например, в первые три минуты космического расширения условия были совершенно иными: тогда вклад вакуума приближался к нулю, а в излучении содержалось почти 100 % энергии.

Такой космический рецепт, меняющийся со временем, может показаться случайным и сложным, представляющим нашу Вселенную странной и даже абсурдной. Но это только на первый взгляд. Фактически за всем этим скрывается некоторая закономерность. Это новый тип симметрии, который, в отличие от знакомой нам геометрической симметрии (однородность и изотропия), не затрагивает пространство и время. Негеометрические симметрии обычно называют внутренними симметриями. Простой пример внутренней симметрии можно найти в физике частиц: симметрия между протоном и нейтроном. Они очень похожи, но имеют разную массу, электрический заряд, время жизни и т. д. Каждая из частиц может одинаково участвовать в сильных взаимодействиях внутри атомного ядра, и эта похожесть объединяет их в группу под названием «ядерный дублет».

Подобным образом космическая внутренняя симметрия объединяет четыре космических энергии в правильную группу — квартет. Каждый из членов группы обладает постоянной физической характеристикой под названием «фридмановский интеграл». Эта величина имеет размерность длины и была введена Фридманом в его моделях мира. У этой длины истинно космологический размер, сравнимый с расстоянием до космического горизонта — около 10 млрд световых лет. Значения всех четырех интегралов близки по порядку величины. Но поскольку совпадение неточное, то и сама симметрия не строгая, она нарушается. Тем не менее эта группа космических длин выглядит простой и естественной. Так как интегралы постоянны во времени, они дают нам «вечный» рецепт смеси космических энергий, который сохраняется всегда, пока существуют эти четыре энергии в природе; по крайней мере, с первых минут космического расширения.

Внутренняя космическая симметрия придает стройность космической энергетике и наводит на мысль, что существуют глубокие связи между фундаментальными элементами природы. В этой симметрии Вселенная обнаруживает новый порядок и красоту, основные качества, приписываемые нашему космосу первыми космологами Античности.