Бог и Мультивселенная. Расширенное понятие космоса
Шрифт:
В то время как в рамках стандартной модели кандидатов не осталось, существуют два варианта, которые требуют не полного пересмотра теории, но лишь небольшого ее расширения, — это стерильные нейтрино и аксионы.
После открытия массы известных нам нейтрино стало ясно, что должен существовать еще один вид нейтрино, до сих пор не обнаруженный. Считается, что эти дополнительные нейтрино стерильны, то есть взаимодействуют только гравитационно или в лучшем случае очень слабо. Если эти кандидаты на роль частиц темной материи обладают массой, поддающейся измерению, скажем, большей, чем несколько
В период написания этой книги проводился ряд новых наблюдений, результаты которых внезапно выдвинули стерильные нейтрино на передний план программы поиска темной материи. Об этом мы поговорим в главе 14.
Еще один гипотетический кандидат на роль темной материи, все еще вписывающийся в основные положения стандартной модели, — это аксион, частица, предложенная еще в 1977 году для решения некоторых специальных проблем квантовой хромодинамики. По оценкам ученых, он должен иметь массу менее 1 эВ.
ВИМП-частицы и суперсимметрия
Других кандидатов на роль холодной темной материи в рамках минимально измененной стандартной модели не существует. Если это не стерильные нейтрино и не аксионы, то это должно быть что-то абсолютно новое. Такие частицы объединяют под общим названием «вимп-частицы» (от англ. WIMP — Weakly Interacting Massive Particle, что означает «слабовзаимодействующие массивные частицы»). Вероятнее всего, они должны быть нерелятивистскими и иметь большую массу. Долго фаворитом была одна из частиц, предсказанных в рамках расширенной версии стандартной модели, включающей суперсимметрию (SUSY), описанную в главе 11. Общее название вимп-частиц в рамках теорий суперсимметрии — нейтралино. Были предложены четыре возможных типа нейтралино, которые являются фермионами-суперпартнерами калибровочных бозонов стандартной модели.
Ученые не сомневались в том, что во время первых запусков Большого адронного коллайдера им удастся обнаружить данные, подтверждающие теорию суперсимметрии. Однако этого не произошло. Значительная часть теоретических изысканий последних 40 лет основывалась на суперсимметрии, в частности большинство теорий квантовой гравитации (теория супергравитации) и М-теория. Если теория суперсимметрии не подтвердится во время следующего запуска БАК, который начнется в 2015 году, все эти теории, вполне возможно, ожидает крах.
Если это случится, многие физики будут разочарованы, но отнюдь не все, включая меня. Серьезные открытия в физике обычно приводят к появлению более простых теорий с меньшим количеством переменных параметров. Теория суперсимметрии увеличивает количество настраиваемых параметров примерно вдвое, а М-теория имеет 10500 различных вариаций{279}. Несмотря на всю их математическую красоту, в моих глазах экспериментатора это уродует их.
Но проблемы, с которыми столкнулись космологи в конце второго тысячелетия нашей эры, на этом не заканчиваются. К 1998 году было установлено, что темная материя, какой бы ни была ее природа, составляет в лучшем случае около 25% критической плотности Вселенной. Недоставало еще трех четвертей массы, требуемой инфляционной моделью. Вновь теория инфляции оказалась на грани опровержения. Но природа и тут пришла ей на помощь.
Темная энергия
С тех пор как Хабблв 1929 году впервые построил график зависимости скоростей разбегания галактик
Однако нет никаких причин, по которым Н, скорость расширения Вселенной, должна быть постоянной. Ожидалось, что в какой-то момент график начнет загибаться книзу по мере того, как взаимное гравитационное притяжение будет замедлять расширение. То есть расширение Вселенной должно замедляться.
Но в 1995 году космологи Лоуренс Краусс и Майкл Тернер отметили, что, согласно существующим на тот момент данным, во Вселенной действует положительная космологическая постоянная, которая на деле вносит свой вклад в критическую плотность Вселенной. Они отметили, что вследствие этого должно происходить ускоряющееся расширение, проявляющееся в увеличении скоростей разбегания галактик на больших расстояниях, то есть график начнет загибаться вверх{280}.
Ранее, в 1982 году, о том, что космологическая постоянная может иметь положительное значение, заявлял выдающийся французский астроном Жерар Анри де Вокулер{281}. Он заметил, что распространенность квазаров в пространстве свидетельствует о небольшой положительной кривизне, которая может быть следствием действия положительной космологической постоянной.
Как нам теперь известно, дальнейшие наблюдения подтвердили существование этого эффекта, но до тех пор не все ученые принимали выводы, сделанные в этих работах, и осознавали их значение.
Скорости разбегания галактик легко измерить с помощью их красных смещений. Но, как мы уже знаем, измерение расстояний всегда было непростой задачей для астрономов. В 1990-х годах две исследовательские группы приняли в качестве нового эталона светимости, так называемой стандартной свечи, особый вид сверхновых, образующихся в результате взрыва белых карликов. Этот метод существенно повысил точность оценки расстояний до самых удаленных галактик.
Белые карлики представляют собой остатки относительно типичных звезд (таких как наше Солнце), которые сожгли все свои запасы термоядерного горючего. Тусклый свет, который они все еще излучают, обусловлен остатками тепловой энергии. Если масса белого карлика не превышает 1,38 солнечной массы, он будет оставаться относительно стабильным. Однако если он является частью двойной звезды, то может за счет своей соседки прирастить массу, так что ее станет достаточно для того, чтобы произошел взрыв сверхновой. Это явление называется сверхновой типа 1а. Поскольку взрыв происходит при достижении определенной массы, пиковая светимость сверхновой во всех таких случаях будет примерно одинаковой.
Согласно закону сохранения энергии, интенсивность света сверхновой будет падать пропорционально квадрату расстояния до нее. Таким образом, измеряя наблюдаемую светимость сверхновой типа 1а, определяемую на основании ее кривой блеска (изменения яркости со временем), расстояние до нее можно определить с небывалой точностью.
Одна из таких исследовательских групп называлась High-Z Supernova Search Team («Хай-зет сверхновая»), ее руководителями были Брайан Шмидт из Австралийского национального университета и Адам Рисе из Института исследований космоса с помощью космического телескопа. В эту группу входили 25 астрономов из Австралии, Чили и Соединенных Штатов, занимавшихся анализом данных наблюдений, полученных в филиале Европейской южной обсерватории и чилийской обсерватории «Ла-Силья».