11.5. Состав Вселенной. Темное вещество

Говоря о составе вещества, непосредственно окружающего нас, мы обычно подразумеваем атомы и молекулы. Элементы периодической системы Менделеева, соединяясь друг с другом, формируют все многообразие веществ и материалов в нашей жизни. На более базовом уровне атомы и молекулы сформированы из трех видов частиц: протонов и нейтронов (их называют барионами), а также электронов, которые примерно в 1000 раз легче протонов и нейтронов. Еще на один шаг глубже – протоны и нейтроны состоят из кварков двух типов. Этих кварков и электронов уже достаточно, чтобы объяснить состав планет, звезд, туманностей, галактик – всего того, что мы наблюдаем в телескопы, но недостаточно для того, чтобы объяснить, как все работает. У нас есть Стандартная модель физики элементарных частиц, состоящая из шести типов (ароматов) кварков, трех лептонов (электрона, мюона и тау-лептона), трех сортов нейтрино, соответствующих античастиц для всего перечисленного, переносчиков взаимодействий – бозонов (фотона, глюонов, Z- и W-бозонов) и бозона Хиггса. Но оказывается, что Вселенная в основном состоит не из этого!

Астрономические наблюдения показывают, что основной вклад в среднюю плотность Вселенной вносят темное вещество и темная энергия, а на барионы приходится лишь около 5 % от полной плотности. В отличие от темной энергии, везде имеющей одинаковую плотность, темное вещество способно к скучиванию (термины «темное вещество» и «темная материя» являются синонимами, в книге используются оба). Это означает, что темное вещество является каким-то видом частиц, однако это не могут быть частицы Стандартной модели. Частицы темного вещества слабо взаимодействуют с обычным веществом и друг с другом, а также практически не взаимодействуют (а в некоторых моделях и совсем не взаимодействуют) с электромагнитными волнами.

Барионное вещество составляет менее 5 % массы Вселенной.

Темное вещество пока не обнаружено непосредственно (т. е. в лабораторных экспериментах). Имеются лишь астрономические свидетельства в пользу существования темного вещества, связанные с его гравитационным воздействием. Это далеко не первый случай, когда астрономы обнаруживают объекты, которые проявляют себя лишь гравитационно: вспомним открытие Нептуна и обнаружение невидимого спутника Сириуса (оказавшегося впоследствии белым карликом). Но ранее это всегда были объекты, состоящие из обычного вещества, просто по тем или иным причинам их нельзя было увидеть непосредственно (как астрономические источники они были слишком слабы).

Темное вещество должно состоять из слабовзаимодействующих частиц, не входящих в Стандартную модель.

История того, что мы сейчас называем темным веществом, началась в 1933 г. благодаря работам Фрица Цвикки. Исследуя скопления галактик, он обратил внимание на большие скорости составляющих их объектов. Оценки масс скоплений, основанные на звездной массе галактик, не позволяли объяснить столь высокие скорости при условии стабильности скоплений. Тогда Цвикки предположил, что в скоплениях есть какое-то темное вещество, гравитация которого и удерживает галактики вместе.

Пока имеются лишь астрономические свидетельства в пользу существования темного вещества.

Затем, уже в 1970-е гг., появился ряд работ разных авторов (Вера Рубин (Vera Rubin) и др.) по исследованию скоростей вращения галактик (задолго до этого, еще в 1930-е гг., анализ вращения туманности Андромеды указывал на наличие дополнительной массы, но астрономы полагали, что все можно объяснить слабыми звездами, газом и пылью, а затем эти исследования были продолжены в 1950-е гг.). Оказалось, что даже на окраинах галактик звезды имеют большие скорости, как будто их движением управляет большая масса, «размазанная» по галактике. В середине 1970-х гг. благодаря работам Яана Эйнасто с соавторами, а также Джереми Острайкера (Jeremiah Ostriker) и его коллег стало ясно, что галактики в самом деле обладают массивными гало, превосходящими по размеру и массе их видимые («звездные») размеры.

Современная история темного вещества начинается с работы Цвикки в 1933 г.

В настоящее время кроме данных по вращению галактик и скоростям галактик в скоплениях существуют и другие подтверждения существования темного вещества: динамика пар и групп галактик, наблюдение горячего газа в скоплениях и так называемое слабое гравитационное линзирование. Помимо этого данные по росту крупномасштабной структуры Вселенной и по реликтовому излучению также свидетельствуют в пользу наличия массы вещества, примерно в пять раз превышающей массу барионов.

В 1970-е гг. было обнаружено, что для объяснения параметров вращения галактик нужна дополнительная масса.

Одним из лучших наблюдательных примеров, подтверждающих присутствие темного вещества, является скопление Пуля (Bullet cluster). Это два столкнувшихся скопления галактик, которые прошли сквозь друг друга. Горячий газ, покинувший скопления в результате столкновения, оказался между ними и наблюдается в рентгеновском диапазоне. В то же время наблюдения гравитационного линзирования показывают, что скопления по-прежнему обладают большой распределенной массой, которую нельзя объяснить звездами или газом в галактиках.

Темное вещество не может быть барионным.

В конце 1960-х – начале 1970-х гг. исследования первичного нуклеосинтеза, проведенные Робертом Вагонером (Robert Wagoner), Хубером Ривзом (Hubert Reeves) и их коллегами, показали, что количество синтезированного гелия, дейтерия и лития очень сильно зависит от плотности барионов, которая не может превышать 10 % от критического значения (соответствующего плоской Вселенной). Согласно этим расчетам, современное количество барионов не позволяет объяснить массивные гало галактик или «лишнюю» массу в скоплениях. Так начала формироваться концепция небарионной темной материи.

Рост флуктуаций плотности темного вещества привел к образованию галактик и их скоплений.

Первыми кандидатами в частицы темного вещества были нейтрино. До 1990-х гг. не удавалось достаточно точно оценить массы этих частиц, а мы знаем, что Вселенная заполнена реликтовыми нейтрино (в каждом кубическом сантиметре их более сотни). Однако в итоге выяснилось, что нейтрино вносят лишь очень небольшой вклад в темное вещество из-за своей низкой массы, а также из-за слабой способности к скучиванию (т. е. к образованию областей более высокой плотности, таких как гало галактик). Теоретикам потребовалось предложить кандидатов с необходимыми свойствами.

Темное вещество сыграло большую роль в истории Вселенной. Дело в том, что до эпохи рекомбинации (см. раздел 11.8 «Ранняя Вселенная») возмущения плотности в обычном веществе не могли эффективно расти. Начав с неоднородностей на уровне 0,00001 (что наблюдается по реликтовому излучению), области повышенной плотности не успели бы превратиться в галактики и их скопления к нашему времени. Положение спасло темное вещество: неоднородности в распределении этой составляющей Вселенной могли начать расти под действием гравитации гораздо раньше. Именно по этой причине стало возможным появление первых звезд, которые произвели тяжелые элементы. Если бы в нашей Вселенной не было бы темного вещества, темная энергия успела бы растащить барионное вещество до того, как оно начало складываться в галактики.

Частицы темного вещества слишком слабо взаимодействуют друг с другом, и это не позволяет ему образовывать очень компактные структуры, такие как звезды и галактики. Темное вещество может быть распределено только в виде достаточно рыхлых структур, зато его много, поэтому оно «указывает» барионному веществу, куда двигаться. А затем барионное вещество может формировать плотные объекты внутри облаков темного вещества (во внутренних частях и дисках галактик уже барионное вещество «управляет» движением темной материи, поскольку в этих областях превосходит его по массе).

В ряде экспериментов ученые пытаются поймать частицы темного вещества в лабораториях.

В настоящее время существует несколько предложенных теоретиками хороших кандидатов на роль частиц темного вещества. Обычно их объединяют под аббревиатурой WIMP (Weakly Interacting Massive Particles – слабо взаимодействующие массивные частицы), самые известные из них – нейтралино и гравитино. Многие из обсуждаемых кандидатов связаны с понятием суперсимметрии в физике частиц. Хорошими кандидатами являются также аксионы.

Существуют экзотические сценарии, в которых не используется концепция темного вещества (в первую очередь речь идет о так называемой модифицированной ньютоновской динамике – MOND). Однако на сегодняшний день они представляются крайне маловероятными, хотя исследования в этом направлении продолжаются.

Активно идут поиски прямых астрономических сигналов от частиц темного вещества – в первую очередь это гамма-излучение, возникающее при возможной аннигиляции частиц темного вещества со своими античастицами. Для прямого детектирования частиц темного вещества ведется ряд экспериментов, в основном в подземных лабораториях (чтобы свести к минимуму влияние частиц космических лучей). Есть также некоторые надежды, что частицы темного вещества могут быть обнаружены в экспериментах на крупных ускорителях.

Современная космологическая модель включает не только обычное вещество, излучение и холодную[14] темную материю, но и еще одну составляющую – темную энергию. Это так называемая CDM-модель, где греческой буквой лямбда (?) обозначают одну из возможных форм темной энергии – космологическую составляющую, а CDM расшифровывается как «холодная темная материя» (Cold Dark Matter). Эта модель была сформулирована в статье Джереми Острайкера и Пола Стейнхарда (Paul Steihardt) в 1995 г., но общепринятой стала после обнаружения ускоренного расширения Вселенной.

За исключением периода в первые десятки тысяч лет в динамике Вселенной доминируют холодное темное вещество и темная энергия – это так называемая ?CDM-модель Вселенной.