Почему небо темное. Как устроена Вселенная

Рис. 36. Зависимость отношения масса-светимость в голубом фильтре от масштаба (Бакал 2000)

Эти (рис. 36), а также другие подобные данные привели в 1990-х годах к выводу, что полная плотность массы вещества Вселенной составляет примерно 20–30 % от значения критической плотности. Но, как мы только что выяснили, барионного вещества во Вселенной всего лишь около 4.5 %. Следовательно, то, что дополняет плотность барионов до Ω ~ 0.2–0.3, – это небарионная скрытая масса, которой должно быть примерно в 5 раз больше, чем обычного вещества. Таким образом, используя разные методы и подходы, мы получили, что в нашей Вселенной очень много темной материи. Эта материя неоднородна – есть барионная скрытая масса, о природе которой можно строить вполне определенные предположения, но еще больше небарионной, о которой мало что известно. Однако мало – не значит ничего. Частицы небарионной темной материи сейчас очень активно ищут, строят наземные экспериментальные установки, проводят космические эксперименты. Дело в том, что свойствами таких частиц (они должны быть относительно массивными и слабо взаимодействовать с барионами) обладают гипотетические элементарные частицы, появляющиеся в некоторых расширениях Стандартной модели. Один из самых популярных кандидатов в частицы темной материи так и называется – слабовзаимодействующие массивные частицы или WIMPs (weakly interacting massive particles). Открытие частиц темной материи станет одним из наиболее громких и ожидаемых открытий начала XXI века.

2.6. Расширение с ускорением

Астрофизика напоминает следствие по делу, в котором все улики лишь косвенные.

Станислав Лем

В 1990-х годах сложилась довольно странная картина – хорошо видимые всем звезды оказались лишь небольшим «придатком» к таинственной скрытой массе, дающей основной вклад в плотность Вселенной, а полная, наблюдаемая по ее гравитационному влиянию, плотность вещества Вселенной (Ω = 0.2–0.3) в несколько раз меньше критической плотности. Однако обнаруженные примерно в это же время флуктуации реликтового излучения свидетельствовали, что полная плотность Вселенной должна быть близка к критической, то есть Ω = 1 (раздел 2.4). Еще одна парадоксальная вещь – возраст Вселенной для Ω = 0.2–0.3 получался равным примерно 11–12 млрд лет, что вступало в противоречие с возрастом старейших объектов нашей Галактики (например, шаровых скоплений).

Низкая наблюдаемая плотность Вселенной противоречила и взглядам многих теоретиков-космологов, активно развивающих представление об инфляции – особой стадии ранней эволюции Вселенной, в ходе которой она чрезвычайно быстро (за время ~10-34 с) и сильно (в ~1043 раз) расширилась. По окончании инфляции Вселенная разогрелась до очень высокой температуры, после чего наступила эпоха горячего Большого взрыва. Инфляция позволяла решить ряд проблем стандартной фридмановской космологии и, кроме того, она предсказывала, что средняя плотность Вселенной с большой точностью должна быть равна критической. Когда Алан Гут – один из создателей теории инфляции – узнал, что наблюдения свидетельствуют об Ω = 0.2–0.3, он заявил, что рано или поздно все устаканится и наблюдатели обязательно получат Ω = 1.

Каков же выход из этой ситуации? Что же пропущено во Вселенной? Из наблюдений было ясно, что это что-то не скучивается на масштабах скоплений галактик и ниже, иначе оно, подобно темной материи, было бы обнаружено по своему гравитационному влиянию. Значит, это что-то не является темной материей, и, с другой стороны, чтобы добрать плотность Вселенной до Ω = 1, этого что-то должно быть очень много – больше, чем темной материи и, естественно, гораздо больше, чем барионного вещества.

Если оглянуться на историю космологии, еще в 1917 году Эйнштейн через обобщение уравнений ОТО ввел во Вселенную некую новую сущность (раздел 2.1). Речь идет о его Λ-члене или о космологической постоянной, введение которой было равносильно признанию существования во Вселенной среды, создающей не притяжение, а отталкивание. Эта среда обладает энергией и плотностью и в принципе может давать заметный вклад в полную плотность Вселенной. Сам Эйнштейн, узнав о результатах Фридмана и Хаббла, от этого обобщения своих уравнений гравитации отказался, признав его, по свидетельству Гамова, своей самой большой ошибкой. (Вспомним, что он ввел этот член лишь для того, чтобы сделать свою модель Вселенной стационарной.) Но, как это иногда бывает, даже ошибки гениев могут оказаться важными достижениями науки.