Эволюция Вселенной и происхождение жизни

Теерикор Пекка

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 10 ¹⁴и 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 же это за темное вещество?

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.

Еще темнее: темная энергия.

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.