Тёмная сторона Вселенной: что такое тёмная материя и как ее найти | Космос | Мир фантастики и фэнтези

Нептун — «планета, открытая на кончике пера» / NASA / JPL / Voyager-ISS / Justin Cowart / [CC BY 2.0]

С тех самых пор, когда Исаак Ньютон сформулировал закон всемирного тяготения, учёные используют его, чтобы увидеть «невидимое». Хрестоматийным примером служит открытие планеты Нептун, совершенное в середине XIX века: вначале ее вычислили по аномалиям орбиты Урана, а затем обнаружили с помощью телескопа в указанном месте. То, как движется небесное тело, определяется силами гравитационного взаимодействия, и по параметрам его траектории можно узнать о наличии поблизости других объектов, рассчитать массы планет и звёзд и даже заглянуть на миллиарды лет в прошлое.

В первой половине ХХ века учёные, сравнивая теоретическую картину мира с данными наблюдений, постепенно поняли, что Вселенная не так проста, как они думали. В 1922 году Якобус Каптейн — известный голландский астроном, обнаруживший, что звёзды движутся вокруг галактического центра, — опубликовал статью, в которой подводил итог своим главным научным изысканиям. Она называлась «Первая попытка создать теорию расположения и движения звёздной системы» (First Attempt at a Theory of the Arrangement and Motion of the Sidereal System). После многолетних наблюдений астроном пришёл к выводу: значительная часть вещества в Галактике невидима из-за того, что сосредоточена в телах, которые не отражают или плохо отражают свет. В этой работе Каптейн, вероятнее всего, первым употребил термин «тёмная материя» (dark matter), пускай и подразумевал под ним совсем не то, что он значит в современной физике.

Предположение Каптейна о существовании большого количества невидимых тел поддержал известный астроном Ян Оорт. Он проанализировал вертикальные колебания звёзд относительно плоскости Млечного Пути и вывел, что масса тёмной материи — по крайней мере, в нашей галактике — не должна превышать массу видимых звёзд более чем вдвое.

Скопление Волос Вероники (скопление Кома) / Hubble Heritage / [CC BY-SA 2.0]

Широкое распространение гипотеза Каптейна — Оорта получила после того, как в 1933 году вышла работа Фрица Цвикки, американского астрофизика швейцарского происхождения. Он подсчитал радиальную скорость отдельных галактик, расположенных на краю скопления Волос Вероники (скопления Кома), и проанализировал их светимость. По его данным получалось, что скопление могло сохранять гравитационную устойчивость, только если его полная масса в 400 раз (!) превышала массу всех входящих в него звёзд. Цвикки заключил, что в скоплении присутствует значительный объем невидимого вещества, которое оказывает сильнейшее гравитационное воздействие на галактики и удерживает их от разрушения.

Через четыре года Цвикки опубликовал новую статью с уточнёнными расчётами. На этот раз астрофизик высказался вполне определённо: в галактиках очень много тёмной материи, а сама она, по-видимому, состоит из «холодных звёзд, других твёрдых тел и газов». Позже выяснилось, что Цвикки ошибся в расчётах, — масса невидимого вещества оказалась на порядок завышена. Однако более тщательные измерения не опровергли основную его мысль: оценка массы скопления Волос Вероники, проводимая на основе его светимости и на основе гравитационных взаимодействий внутри него, показывала разные результаты! В то же самое время американец Синклер Смит получил похожие данные, изучая скопление галактик Девы. Как и предшественники, он полагал, что «невидимая» масса сосредоточена в гигантских слабосветящихся газовых облаках.

Впрочем, перед тем как делать обобщения и создавать новую теорию, учёные должны были доказать, что эффект, наблюдаемый в галактических скоплениях, широко распространён во Вселенной. В 1939 году американский астроном Хорес Бэбкок, изучая ближайшую к нам галактику М 31 (Туманность Андромеды), обнаружил, что скорость вращения звёзд вокруг её центра не уменьшается с увеличением радиуса, как предсказывает классическая небесная механика, а остаётся относительно постоянной. Объяснение может быть только одно: галактика содержит значительную массу невидимого вещества. Впрочем, Бэбкок не стал связывать аномалию с гипотезой тёмной материи, а предположил, что во внешней части М 31 происходят некие мощные процессы, влияющие на её динамику.

Галактика Андромеды (M 31) / Bill Schoening, Vanessa Harvey / REU program / NOAO / AURA / NSF / [CC BY-ND 2.0]

В 1950-е годы появились новые методы и инструменты для изучения далёких небесных тел. Астрономы теперь могли регистрировать излучение атомарного водорода, определять его присутствие и скорость движения в межзвёздных облаках. Хендрик ван де Хюлст и Лодевейк Волтьер, два ученика Оорта, наблюдая М 31 в разных диапазонах радиоволн, установили, что в центре галактики суммарная масса более или менее соответствует светимости, а вот на периферии расхождение становится значительным. Возможно, «лишняя» материя приходится на гало из горячего газа?

Проблема галактической массы стала значимой и активно обсуждалась в течение 1960-х. Объединив результаты различных наблюдений, учёные допустили, что невидимое вещество составляет от 90% до 99% массы галактических скоплений. В июне 1970 года австралиец Кен Фримен на основе данных по галактикам M 33 и NGC 300 предположил, что в них содержится значительное количество вещества, которое не регистрируется ни оптически, ни в радиодиапазонах. Причем распределение этого вещества заметно отличается от того, которое характерно для видимой части галактик. Стало ясно, что все ранние гипотезы о природе тёмной материи придётся отбросить — она представляет собой нечто совершенно новое.

В 1975 году на конференции Американского астрономического общества выступили Вера Рубин и Кент Форд. Они получили надёжные проверяемые данные, которые указывали на вопиющее расхождение между теорией и практикой в распределении вещества. Учёные использовали самый современный спектрограф и пришли к выводу, что подавляющее большинство звёзд в галактиках движутся по своим орбитам с одинаковой угловой скоростью. Этот вывод подтверждал невероятное допущение, что масса в галактиках распределена равномерно — плотность вещества одинакова и в регионах, где находится большинство видимых звёзд, и там, где звёзд мало. Позднее Рубин установила: чтобы теория соответствовала наблюдениям, темной материи в галактиках должно быть в шесть раз больше, чем видимого вещества. Что примечательно, она предпочла объяснить феномен через модифицированную механику Ньютона, а не через напрашивающуюся гипотезу о неизвестном виде субъядерных частиц, способных взаимодействовать с «нормальной» материей только посредством гравитации.

Скопление Девы / Chris Mihos (Case Western Reserve University) / ESO / [CC BY 4.0]

Когда учёные признали существование загадочного фактора, который вмешивается в картину мира на фундаментальном уровне, начался сбор данных о тёмной материи в других местах и другими способами. Например, было выявлено её влияние на динамику системы двойных галактик и на формирование эллиптических галактик. Позднее оказалось, что тёмная материя искривляет свет, как и любые массивные небесные тела, то есть её можно обнаружить с помощью эффекта гравитационного линзирования.

За идею тёмной материи ухватились и космологи, когда не сумели выявить предсказанную теорией неоднородность в реликтовом излучении. Введение в модель тяжёлых частиц, которые не взаимодействуют с обычным веществом, но создают сильное гравитационное поле, позволило объяснить возникновение сложных галактических структур. Хотя в начале 1990-х годов неоднородность реликтового излучения всё-таки была выявлена при участии орбитальной обсерватории COBE (Cosmic Background Explorer), к тому времени в существовании тёмной материи уже никто не сомневался. Так что ей попытались найти место в теории формирования Вселенной — и, конечно, нашли.

Реликтовое излучение — это «остывший» свет горячей плазмы, который перестал взаимодействовать с космической средой, когда возраст Вселенной составлял всего 380 тысяч лет. В то время ее фоновая температура достигала 3000 К (температура реликтового излучения сейчас — 2,7 К). Вещество тогда было распределено в основном равномерно, поэтому присутствие неоднородностей на карте реликтового излучения может очень много рассказать об эволюции нашего мира. Понятно, что обычная и тёмная материя по-разному взаимодействуют с реликтовым излучением. Взаимодействие с ним обычной материи проявляется колебаниями в частотах акустического диапазона — они прекрасно видны на графиках, где показана зависимость температуры космической среды от плотности. Тёмная материя никак не влияет на температуру, но зато на два порядка «углубляет» гравитационные «колодцы». Анализ карты реликтового излучения показал, что в период «горячей» юности Вселенной соотношение масс тёмной материи и обычной равнялось пяти к одному.

Распределение тёмной материи вокруг галактики Млечный Путь в представлении художника / ESO / L. Calçada / [CC BY 2.0]

Космологическая теория, учитывающая влияние тёмной материи, оказалась куда более наглядной и простой с точки зрения математики, нежели модифицированная ньютоновская механика, которой придерживалась Вера Рубин. Так что эта теория сама по себе служит ещё одним доказательством существования тяжёлых частиц, не взаимодействующих с веществом. Она же разрушает многочисленные модели, в которых тёмная материя ассоциируется с большими скоплениями астероидов, блуждающими планетами или погасшими звёздами, — ведь эта материя появилась раньше, чем даже примитивные галактики. Более того, если бы не тёмная материя, то, скорее всего, вещество всё ещё было бы достаточно равномерно распределено по космосу, не началось бы его «стягивание» в гравитационные «колодцы», не образовались бы звёзды, а за ними — протопланетные облака, планетные системы и так далее.

Сегодня считается общепризнанным, что на тёмную материю приходится 84,5% всего вещества, составляющего Вселенную (исключая тёмную энергию, которая, строго говоря, веществом не является). При этом оказалось, что её даже можно увидеть!

В начале тысячелетия удалось визуализировать темную материю в уникальном образовании — скоплении Пуля, появившемся в результате столкновения двух мощных скоплений галактик. В 2004 году учёные, работающие с космической обсерваторией Chandra, сообщили, что если снимок скопления, сделанный в рентгеновском диапазоне, наложить на оптические снимки и карту расчётного распределения вещества, то можно различить ту область, где заканчивается обычная материя и начинается тёмная.

Снимок скопления SDSS J0146-0929. Кольцо Эйнштейна — визуальное представление эффекта гравитационной линзы. Большие объёмы тёмной материи тоже способны создавать такие искажения; на их основе учёные рассчитывают реальную массу галактик и скоплений / ESA / Hubble & NASA; Acknowledgment: Judy Schmidt / [CC BY 2.0]

Объясняется это так. Когда скопления проходили друг через друга, горячий газ из одного вступил в электромагнитное взаимодействие с газом из другого, отчего ещё сильнее нагрелся, замедлился и «застрял» в центре новообразованного скопления. А тёмная материя первоначальных скоплений без изменения скорости прошла сквозь пространство и симметрично распределилась по обе стороны от Пули. Если бы в скоплении не было тёмной материи, то его контуры на снимках в оптическом и рентгеновском диапазоне совпали бы как на двух фотографиях одного объекта.

Таким образом, существование тёмной материи с особыми физическими свойствами можно считать доказанным. Осталась «самая малость» — определить, из каких частиц она состоит, и описать их. И вот тут учёные столкнулись с большой проблемой: если тёмная материя взаимодействует с веществом только через гравитацию, то классические методы регистрации частиц для неё не подходят. Хуже того, после тщательного изучения четырёх сотен звёзд в радиусе 13 тысяч световых лет от Солнца учёные не смогли выявить сколько-нибудь значимого влияния на них тёмной материи. Пришлось признать, что её количество в нашей области космоса ничтожно — не более 500 граммов на объём земного шара. Зарегистрировать частицу в таких условиях почти нереально. Было несколько «ложных тревог», когда космические гамма-телескопы Compton и Fermi вроде бы зафиксировали проявление тёмной материи, но позднее оказалось, что учёные либо допустили ошибку интерпретации, либо столкнулись с результатом флуктуации.

Скопление Abell 520, образованное столкновением нескольких массивных скоплений. Оранжевым обозначены зоны, откуда идёт звездный свет (там находятся галактики), зелёным — зоны, наполненные горячим газом, синим — та часть, где, по расчётам, должна находиться большая часть массы скопления (в виде тёмной материи) / NASA, ESA, CFHT, CXO, M.J. Jee (University of California, Davis), and A. Mahdavi (San Francisco State University) / [CC BY 2.0]

Сейчас физики пытаются найти ответ с помощью теоретических методов — определить параметры гипотетического вещества с опорой на стандартную модель элементарных частиц. В качестве претендентов рассматривались нейтрино и такие гипотетические частицы, как аксионы, космионы, гравитоны, гейджино, вимпы, магнитные монополи и тому подобное. Вызывает вопросы и наблюдаемое распределение тёмной материи («проблема сингулярного гало»): она взаимодействует с обычным веществом через гравитацию, а потому должна стягиваться в центры галактик и менять расположение видимых небесных тел в пространстве, однако этого не происходит. Встречается мнение, что тёмная материя состоит не из частиц, а из максимонов — гипотетических чёрных дыр, которые в процессе своей эволюции стабилизировались и больше не «испаряются», то есть не испускают частицы (это называется излучением Хокинга).

Трудно сказать, сумеют ли физики каким-то хитроумным способом зафиксировать «носитель» тёмной материи или это навсегда останется для человечества загадкой. Можно быть уверенными в одном: попытки не прекратятся, и в процессе познания невидимого мира мы больше узнаем не только о прошлом, но и о будущем Вселенной.

Если вы нашли опечатку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

Писатель-фантаст, популяризатор науки, член Союза писателей Санкт-Петербурга, Федерации космонавтики России, Санкт-Петербургского Союза ученых, Клуба научных журналистов, Ассоциации футурологов