Что такое темная материя? Существует ли темная материя? Что такое тёмная материя Вселенной.

Мы стоим на пороге открытия, способного изменить суть наших представлений о Мире. Речь идет о природе темной материи. В последние годы астрономия сделала важнейшие шаги в наблюдательном обосновании темной материи, и сегодня существование такого вещества во Вселенной можно считать твердо установленным фактом. Особенность ситуации состоит в том, что астрономы наблюдают структуры, состоящие из неизвестного физикам вещества. Так возникала проблема идентификации физической природы этой материи.

1. "Принеси то, не знаю что"

Современной физике элементарных частиц неизвестны частицы, обладающие свойствами темного вещества. Требуется расширение Стандартной модели. Но как, в каком направлении двигаться, что и где искать? Слова из известной русской сказки, вынесенные в заголовок этого раздела, как нельзя лучше отражают текущую ситуацию.

Физики ищут неизвестные частицы, имея только общие представления о свойствах наблюдаемой материи. Каковы же эти свойства?

Мы знаем лишь то, что темное вещество взаимодействует со светящимся (барионами) гравитационным образом и представляет собой холодную среду с космологической плотностью, в несколько раз превышающей плотность барионов. Вследствие столь простых свойств темная материя прямо влияет на развитие гравитационного потенциала Вселенной. Контраст ее плотности усиливался с течением времени, приводя к образованию гравитационно-связанных систем гало темного вещества.

Следует подчеркнуть, что этот процесс гравитационной неустойчивости мог быть запущен во фридмановской Вселенной только при наличии затравочных возмущений плотности, само существование которых никак не связано с темной материей, а обусловлено физикой Большого взрыва. Поэтому встает другой важнейший вопрос о возникновении затравочных возмущений, из которых развилась структура темной материи.

Вопрос о генерации начальных космологических возмущений мы рассмотрим несколько позднее. А сейчас вернемся к темной материи.

В гравитационные ямы концентраций темной материи захватываются барионы. Поэтому, хотя частицы темной материи и не взаимодействуют со светом, свет находится там, где есть темное вещество. Это замечательное свойство гравитационной неустойчивости сделало возможным изучение количества, состояния и распределения темной материи по наблюдательным данным от радиодиапазона до рентгеновского диапазона.

Независимым подтверждением наших выводов о свойствах темной материи и о других параметрах Вселенной служат данные об анизотропии и поляризации реликтового излучения, о распространенности легких элементов во Вселенной, о распределении линий поглощения вещества в спектрах далеких квазаров. Все большую роль играет численное моделирование, заменившее собой эксперимент в космологических исследованиях. Ценнейшая информация о распределении темного вещества содержится в многочисленных наблюдательных данных о гравитационном линзировании далеких источников близлежащими сгустками материи.

Рис. 1. Фотография неба в направлении на скопление галактик 0024 + 1654, полученная на телескопе "Хаббл".

На рисунке 1 показан участок неба в направлении на один из таких сгустков темной массы ($\sim 10^{14}M_{odot}$). Мы видим скопление галактик, захваченных гравитационным полем этого сгустка, горячий рентгеновский газ, покоящийся на дне ямы гравитационного потенциала, и множественное изображение одной из галактик фона, оказавшейся на луче зрения темного гало и искаженной его гравитационным полем.

Таблица 1. Основные космологические параметры

В таблице 1 приведены средние значения космологических параметров, полученные из астрономических наблюдений (точность 10%). Очевидно, суммарная плотность энергии всех видов частиц во Вселенной не превышает 30 % полной критической плотности (вклад нейтрино не более нескольких процентов). Остальные 70% находятся в форме, не принимавшей участия в гравитационном скучивании вещества. Таким свойством обладает лишь космологическая постоянная или ее обобщение - среда с отрицательным давлением ($|\varepsilon + p|\ll\varepsilon $), получившая название "темная энергия". Определение природы последней является дальней перспективой развития физики.

Данный доклад посвящен вопросам физической космологии, решение которых ожидается уже в ближайшие годы. В первую очередь это касается определения начальных условий для образования структур темной материи и поиска самих неизвестных частиц.

2. Ранняя Вселенная и поздняя Вселенная

Наблюдаемая структура Вселенной - результат совместного действия стартовых условий и эволюции поля возмущений плотности. Современные наблюдательные данные позволили определить характеристики поля возмущений плотности в разные эпохи его развития. Тем самым удалось разделить информацию о начальных условиях и об условиях развития, что положило начало независимому исследованию физики ранней и поздней Вселенной.

Под термином "ранняя Вселенная" в современной космологии подразумевают заключительную стадию ускоренного расширения с последующим переходом к горячей фазе эволюции. Нам неизвестны параметры Большого взрыва, имеются только верхние ограничения (см. раздел 3, соотношения (12)). Однако существует хорошо разработанная теория генерации космологических возмущений, в соответствии с которой мы можем рассчитать спектры начальных возмущений плотности вещества и первичных гравитационных волн в зависимости от значений космологических параметров.
Причины отсутствия общепринятой модели ранней Вселенной кроются в устойчивости предсказаний инфляционной парадигмы Большого взрыва - близости генерируемых спектров к плоскому виду, относительной малости амплитуды космологических гравитационных волн, трехмерной евклидовости видимой Вселенной и др., - которые могут быть получены в широком классе параметров моделей. Моментом истины для построения модели ранней Вселенной могло бы стать открытие космологических гравитационных волн, которое представляется возможным в случае успешного проведения международного космического эксперимента "Planck", который должен начаться в 2008 г.

Наши знания о поздней Вселенной диаметрально противоположны. Мы располагаем достаточно точной моделью - знаем состав материи, законы развития структуры, значения космологических параметров (см. табл. 1), но в то же время не имеем общепринятой теории происхождения компонент материи.

Известные нам свойства видимой Вселенной позволяют описать ее геометрию в рамках теории возмущений. Малым параметром ($10^{-5}$) является амплитуда космологических возмущений.

В нулевом порядке Вселенная является фридмановской и описывается единственной функцией времени -масштабным фактором $a(t)$. Первый порядок устроен несколько сложнее. Возмущения метрики являются суммой трех независимых мод - скалярной $S(k)$, векторной $V(k)$ и тензорной $T(k)$, каждая из которых характеризуется своей спектральной функцией волнового числа $k$. Скалярная мода описывает космологические возмущения плотности, векторная мода отвечает за вихревые движения вещества, а тензорная мода - это гравитационные волны. Таким образом, вся геометрия описывается с помощью четырех функций: $a(t),~ S(k),~ V(k)$ и $Т(k)$, из которых сегодня нам известны лишь первые две (в некоторых областях определения).

Большой взрыв представлял собой катастрофический процесс быстрого расширения, сопровождаемый интенсивным быстропеременным гравитационным полем. В ходе космологического расширения возмущения метрики спонтанно рождались параметрическим образом из вакуумных флуктуации, как рождаются любые безмассовые степени свободы под действием внешнего переменного поля. Анализ наблюдательных данных свидетельствует о квантово-гравитационном механизме рождения затравочных возмущений. Тем самым крупномасштабная структура Вселенной является примером решения проблемы измеримости в квантовой теории поля.

Отметим основные свойства рожденных полей возмущений: гауссова статистика (случайные распределения в пространстве), выделенная временная фаза ("растущая" ветвь возмущений), отсутствие выделенного масштаба в широком диапазоне длин волн, ненулевая амплитуда гравитационных волн. Последнее имеет решающее значение для построения модели ранней Вселенной, поскольку, имея простейшую связь с фоновой метрикой, гравитационные волны несут прямую информацию об энергетическом масштабе Большого взрыва.

В результате развития скалярной моды возмущений образовались галактики и другие астрономические объекты. Важным достижением последних лет (эксперимент WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)) стали серьезные уточнения наших знаний по анизотропии и поляризации реликтового излучения, которые возникли задолго до появления галактик в результате воздействия на распределение фотонов всех трех мод космологических возмущений.

Совместный анализ наблюдательных данных о распределении галактик и анизотропии реликтового излучения позволил разделить стартовые условия и эволюцию. Воспользовавшись условием, что сумма $S+V+T\approx 10^{-10}$ фиксирована величиной анизотропии реликтового излучения, можно получить верхнее ограничение на сумму вихревой и тензорной мод возмущений во Вселенной (их детектирование возможно лишь с увеличением точности наблюдений):
$$\frac{V+T}{S} В случае, если бы неравенство (1) было нарушено, величина возмущений плотности оказалась бы недостаточной для образования наблюдаемой структуры.

3. Вначале был звук...

Эффект квантово-гравитационного рождения безмассовых полей хорошо изучен. Так могут рождаться частицы вещества (см., например, ) (хотя, в частности, реликтовые фотоны возникли вследствие распада протоматерии в ранней Вселенной). Таким же образом происходит генерация гравитационных волн и возмущений плотности , поскольку эти поля тоже относятся к безмассовым и их рождение не запрещено пороговым энергетическим условием. Задача о генерации вихревых возмущений еще ждет своих исследователей.

Теория $S$- и $T$-мод возмущений во фридмановской Вселенной сводится к квантово-механической задаче о независимых осцилляторах $q_k(\eta)$, находящихся во внешнем параметрическом поле ($\alpha(\eta)$) в мире Минковского с временной координатой $\eta=\int dt/a$. Действие и лагранжиан элементарных осцилляторов зависят от их пространственной частоты $k \in (0, \infty)$:
$$S_k = \int L_kd\eta,~\;\;\;L_k=\frac{\alpha^2}{2k^3}(q’^2-\omega^2q^2)~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (2)$$
где штрих обозначает производную по времени $\eta$, $\omega=\beta$- частота осциллятора, $\beta$ - скорость распространения возмущений в единицах скорости света в вакууме (здесь и далее $c=\hbar =1$, индекс $k$ у поля $q$ опущен); в случае $T$-моды $q = q_T$ является поперечно-бесследовой компонентой метрического тензора,
$$\alpha^2_T=\frac{a^2}{8\pi G}~\;\;\;\beta=1, ~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (3)$$
а в случае $S$-моды $q = q_s$ - линейная суперпозиция продольного гравитационного потенциала (возмущение масштабного фактора) и потенциала 3-скорости среды, умноженного на параметр Хаббла ,
$$\alpha^2_S=\frac{a^2\gamma}{4\pi G\beta^2},\;\;\gamma=\frac{\dot{H}}{H^2},\;\;H=\frac{\dot{a}}{a},~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (4)$$
точка означает производную по времени $t$.

Как видно из (3), поле $q_T$ фундаментально, поскольку оно минимальным образом связано с фоновой метрикой и не зависит от свойств материи (в общей теории относительности скорость распространения гравитационных волн равна скорости света). Что касается $q_S$, то его связь с внешнем полем (4) более сложна: она включает в себя как производные от масштабного фактора, так и некоторые характеристики вещества (например, скорость распространения возмущений в среде). Мы ничего не знаем о протоматерии в ранней Вселенной - существуют только общие подходы к этому вопросу.
Обычно рассматривается идеальная среда с тензором энергии-импульса, зависящим от плотности энергии $\epsilon$, давления $p$ и 4-скорости материи $u^\mu$. Для $S$-моды 4-скорость потенциальна и представима в виде градиента 4-скаляра $\phi$:
$$T_{\mu\nu}=(\epsilon + p)u_\mu u_\nu-pg_{\mu\nu},\;\;u_\mu=\frac{\phi_{,\mu}}{w},~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (5)$$
где $w^2=\phi_{,\mu}\phi_{,\nu} g^{\mu\nu}$ - нормировочная функция, запятая в нижнем индексе означает производную по координате. Скорость звука задается с помощью "уравнения состояния" как коэффициент пропорциональности между сопутствующими возмущениями давления и плотности энергии материи:
$$\delta p_c=\beta^2\delta\epsilon_c,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (6)$$
где $\delta X_c\equiv\delta X – v\dot{X}$, $v\equiv\delta\phi /w$ - потенциал 3-скорости среды.

В линейном порядке теории возмущений концепция идеальной среды эквивалентна полевой концепции, в соответствии с которой материальному полю $\phi$ приписывается лагранжева плотность, $L=L(w,\phi)$. В полевом подходе скорость распространения возбуждений находится из уравнения
$$\beta^{-2}=\frac{\partial\ln|\partial L/\partial w|}{\partial\ln|w|},~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (7)$$
что также соответствует соотношению (6). В большинстве моделей ранней Вселенной предполагается, что $\beta\sim 1$ (в частности на радиационно-доминированной стадии $\beta=1/\sqrt{3}$).

Эволюция элементарных осцилляторов описывается уравнением Клейна-Гордона
$$\bar{q}’’+(\omega^2-U) \bar{q}=0,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (8)$$
где
$$\bar{q}\equiv\alpha q,\;\;U\equiv\frac{\alpha ""}{\alpha},~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (9)$$
Решение уравнения (8) имеет две асимптотические ветви поведения: адиабатическую ($\omega^2>U$), когда осциллятор находится в режиме свободных колебаний и его амплитуда возбуждения затухает ($|q|\sim(\alpha\sqrt{\beta})^{-1}$), и параметрическую ($\omega^2

Количественно, спектры рожденных возмущений зависят от начального состояния осцилляторов:
$$T\equiv 2\langle q_T^2\rangle,\;\;\;S\equiv\langle q_S^2\rangle,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (10)$$
коэффициент 2 в выражении для тензорной моды учитывает две поляризации гравитационных волн. Состояние $\langle\rangle$ принято считать основным, т.е. соответствующим минимальному уровню начального возбуждения осцилляторов. В этом состоит главная гипотеза теории Большого взрыва. При наличии адиабатической зоны основное (вакуумное) состояние элементарных осцилляторов является единственным .
Таким образом, предполагая, что функция U возрастает с течением времени и $\beta\sim 1$, получаем универсальный общий результат для спектров $T(k)$ и $S(k)$:
$$T\approx\frac{(1-\gamma/2)H^2}{M_P^2},\;\;\;\frac{T}{S}\approx4\gamma~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (11)$$
где $k=\sqrt{U}\approx aH$, а $M_p\equiv G^{-1/2}$ - планковская масса. Как видно из (11), в теории мода $T$ никак не подвергается дискриминации по отношению к моде $S$. Все дело в величине фактора $\gamma$ в эпоху генерации возмущений.
Из наблюдаемого факта малости $T$-моды в нашей Вселенной (см. раздел 2, соотношение (1)), получаем верхнее ограничение на энергетический масштаб Большого взрыва и на параметр $\gamma$ в ранней Вселенной:
$$H Последнее условие означает, что Большой взрыв носил инфляционный характер ($\gamma Мы располагаем важнейшей фазовой информацией: поля рождаются в определенной фазе, параметрически усиливается только растущая ветвь возмущений. Поясним это на примере задачи рассеяния, полагая, что $U = 0$ на начальной (адиабатической) и конечной (радиационно-доминированной, $a\propto n$) стадиях эволюции (см. рис. 2).

Рис. 2. Иллюстрация решения уравнения (8) в постановке задачи рассеяния

Для каждой из вышеупомянутых асимптотик общее решение имеет вид
$$\bar{q}=C_1\sin\omega\eta+C_2\cos\omega\eta,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (13)$$
где операторы $C_{1,2}$ задают амплитуды "растущей" и "падающей" ветвей эволюции. В вакуумном состоянии начальная временная фаза поля произвольна: $\langle|C_1^{(in)}|\rangle=\langle|C_2^{(in)}|\rangle$. Однако в результате решения уравнений эволюции оказывается, что на радиационно-доминированной стадии в выигрыше остается лишь растущая ветвь звуковых возмущений: $\langle|C_1^{(out)}|\rangle\gg\langle|C_2^{(out)}|\rangle$. К моменту отсоединения излучения от вещества в эпоху рекомбинации радиационный спектр промодулирован с фазой $k=n\pi\sqrt{3}/\eta_{rec}$, где $n$ - натуральное число.

Рис. 3. Проявление звуковой модуляции в спектре анизотропии реликтового излучения. (По данным экспериментов WMAP, ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver), BOOMERANG (Ballon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation ANd Geophysics), CBI (Cosmic Background Imager), VSA (Very Small Array).)

Именно эти акустические колебания наблюдаются в спектрах анизотропии реликтового излучения (рис. 3, большой пик соответствует $n = 1$) и возмущений плотности, что подтверждает квантово-гравитационное происхождение $S$-моды. В спектре возмущений плотности звуковая модуляция подавлена фактором малости доли барионов относительно полной плотности вещества, что дает возможность найти эту долю независимо от других космологических тестов. Сам масштаб осцилляции служит примером стандартной линейки, по которой определяют важнейшие параметры Вселенной. В связи с этим следует подчеркнуть, что острота проблемы вырождения космологических параметров в наблюдательных данных, долгие годы препятствовавшая построению реальной модели Вселенной, сегодня снята благодаря обилию независимых и дополняющих друг друга наблюдательных тестов.

Подводя итог, мы можем констатировать, что проблема образования начальных космологических возмущений и крупномасштабной структуры Вселенной сегодня в принципе решена. Окончательное подтверждение теория квантово-гравитационного происхождения возмущений в ранней Вселенной получит после обнаружения $T$-моды, что может случиться уже в ближайшее время. Так, простейшая модель Большого взрыва (степенная инфляция на массивном скалярном поле) предсказывает значение амплитуды $T$-моды всего лишь в 5 раз меньше амплитуды $S$-моды . Современные инструменты и технологии вполне позволяют решить задачу о регистрации столь малых сигналов по данным наблюдений анизотропии и поляризации реликтового излучения.

4. Темная сторона материи

Имеется несколько гипотез о происхождении материи, но ни одна из них пока не подтверждена. Существуют прямые наблюдательные указания, свидетельствующие о том, что загадка темной материи тесно связана с барионной асимметрией Вселенной. Однако общепринятой теории происхождения барионной асимметрии и темной материи сегодня не существует.

Где же находится темная материя?

Мы знаем, что светящаяся компонента вещества наблюдается в виде звезд, собранных в галактики разных масс, и в форме рентгеновского газа скоплений. Однако большая часть обычного вещества (до 90%) находится в виде разреженного межгалактического газа с температурой несколько электронвольт, а также в форме МАСНО (Massive Compact Halo Object) - компактных остатков эволюции звезд и объектов с малой массой. Поскольку эти структуры обычно имеют низкую светимость, за ними закрепилось название "темные барионы".

Рис. 4. Верхнее ограничение на долю массы гало Галактики в МАСНО по данным эксперимента EROS (от франц. - Experience pour la Recherche d"Objets Sombres).

Исследованием количества и распределения компактных темных объектов в гало нашей Галактики по событиям микролинзирования занималось несколько групп (МАСНО, EROS и др.). В результате совместного анализа было получено важное ограничение - не более 20% всей массы гало сосредоточено в МАСНО в диапазоне значений от массы луны до масс звезд (рис. 4). Остальную долю темной материи гало составляют частицы неизвестной природы.

Где еще спрятана небарионная темная материя?

Развитие высоких технологий в наблюдательной астрономии XX века позволило получить ясный ответ на этот вопрос: небарионная темная материя находится в гравитационно-связанных системах (гало). Частицы темной материи являются нерелятивистскими и слабовзаимодействующими - их диссипативные процессы идут не так, как у барионов. Барионы же радиационно остывают, оседают и накапливаются в центрах гало, достигая вращательного равновесия. Темное вещество остается распределенным вокруг видимого вещества галактик с характерным масштабом порядка 200 кпк. Так, в Местной Группе, к которой относятся Туманность Андромеды и Млечный Путь, более половины всей темной материи сосредоточено в этих двух больших галактиках. Частиц, обладающих требуемыми свойствами, в Стандартной модели физики элементарных частиц нет. Важный параметр, который нельзя определить из наблюдений в силу Принципа эквивалентности, - это масса частицы. В рамках возможных расширений Стандартной модели имеется несколько кандидатов в частицы темной материи. Основные из них перечислены в табл. 2 в порядке возрастания их массы покоя.

Таблица 2. Кандидаты в частицы небарионной темной материи

Главная на сегодня версия массивных частиц - гипотеза нейтралино - связана с минимальной суперсимметрией. Данная гипотеза может быть проверена на Большом адронном ускорителе в ЦЕРНе, запуск которого намечается в 2008 г. Ожидаемая масса таких частиц $\sim$ 100 ГэВ, а их плотность в нашей Галактике - одна частица в объеме чайного стакана.

Поиск частиц темной материи ведется по всему миру на многих установках. Интересно отметить, что нейтралинная гипотеза допускает независимую проверку как в подземных экспериментах по упругому рассеянию, так и по косвенным данным аннигиляции нейтралино в Галактике. До сих пор получен положительный отклик только в одном из подземных детекторов проекта DAMA (DArk MAtter), где уже на протяжении нескольких лет наблюдается сигнал неизвестного происхождения типа "лето-зима". Однако интервал масс и сечений, связанный с этим экспериментом, пока не подтверждается на других установках, что ставит под сомнение как достоверность, так и значимость результата.

Важным свойством нейтралино является возможность их непрямого наблюдения по аннигиляционному потоку в гамма-области. В процессе иерархического скучивания такие частицы могли образовывать мини-гало с характерным размером порядка размера Солнечной системы и массой порядка массы Земли, остатки которых дожили до наших дней. Сама Земля с большой вероятностью может находиться внутри подобных минигало, где плотность частиц возрастает в несколько десятков раз. Тем самым повышается вероятность как прямого, так и непрямого детектирования темного вещества в нашей Галактике. Существование столь разных методов поиска внушает оптимизм и позволяет надеяться на скорое определение физической природы темной материи.

5. На пороге новой физики

В наше время стало возможным независимое определение свойств ранней Вселенной и поздней Вселенной по наблюдательным астрономическим данным. Мы понимаем, как возникли начальные космологические возмущения плотности, из которых развилась структура Вселенной. Мы знаем значения важнейших космологических параметров, лежащих в основе Стандартной модели Вселенной, не имеющей сегодня серьезных конкурентов. Однако остаются нераскрытыми фундаментальные вопросы происхождения Большого взрыва и основных компонент материи.

Наблюдательное определение тензорной моды космологических возмущений является ключом к построению модели ранней Вселенной. Здесь мы имеем дело с четким предсказанием теории, хорошо проверенной в случае $S$-моды и обладающей возможностью экспериментальной проверки $T$-моды в ближайшие годы.

Теоретическая физика, предоставив обширный перечень возможных направлений и методов поиска частиц темной материи, исчерпала себя. Теперь дело за экспериментом. Сложившаяся на сегодня ситуация напоминает ту, которая предшествовала великим открытиям - обнаружению кварков, W- и Z-бозонов, осцилляции нейтрино, анизотропии и поляризации реликтового излучения.

Возникает один вопрос, который, правда, выходит за рамки данного обзорного доклада: почему Природа столь щедра к нам и позволяет открывать свои секреты?

Список литературы

1. Гриб А А, Мамаев С Г, Мостепаненко В М Квантовые эффекты в интенсивных внешних полях (М.: Атомиздат, 1980)
2. Зельдович Я Б, Старобинский А А ЖЭТФ 61 2161 (1971)
3. ГрищукЛПЖЭГФ67 825(1974)
4. Лукаш В Н ЖЭТФ 79 1601 (1980)
5. Lukash V N, astro-ph/9910009
6. Строков В Н Астрон. журн. 84 483 (2007)
7. Лукаш В Н УФН176 113 (2006)
8. Lukash V N, Mikheeva E V Int. J. Mod. Phys. A 15 3783 (2000)

В.Н. Лукаш, Е.В. Михеева

Вопрос происхождения Вселенной, ее прошлого и будущего волновал людей с незапамятных времен. На протяжении многих веков теории возникали и опровергались, предлагая картину мира, опирающуюся на известные данные. Основательным потрясением для научного мира стала теория относительности Эйнштейна. Она же внесла огромный вклад в понимание процессов, формирующих Вселенную. Однако и теория относительности не могла претендовать на звание истины в последней инстанции, не требующей каких бы то ни было дополнений. Совершенствующиеся технологии позволили астрономам сделать немыслимые ранее открытия, которые потребовали новой теоретической базы или значительного расширения уже существующих положений. Одним из таких феноменов стала темная материя. Но обо всем по порядку.

Дела давно минувших дней

Для понимания термина «темная материя» вернемся в начало прошлого века. В то время главенствовало представление о Вселенной как о стационарной структуре. Между тем общая теория относительности (ОТО) предполагала, что рано или поздно приведет к «слипанию» всех объектов космоса в единый клубок, произойдет так называемый гравитационный коллапс. Между космическими объектами не существует сил отталкивания. Взаимное притяжение компенсируется центробежными силами, создающими постоянное движение звезд, планет и прочих тел. Таким образом поддерживается равновесие системы.

Для того чтобы предотвратить теоретический коллапс Вселенной, Эйнштейн ввел - величину, приводящую систему в необходимое стационарное состояние, но при этом фактически выдуманную, не имеющую очевидных оснований.

Расширяющаяся Вселенная

Вычисления и открытия Фридмана и Хаббла показали отсутствие необходимости нарушать стройные уравнения ОТО при помощи новой постоянной. Было доказано, и сегодня этот факт практически ни у кого не вызывает сомнений, что Вселенная расширяется, у нее было когда-то начало, и о стационарности речи идти не может. Дальнейшее развитие космологии привело к появлению теории большого взрыва. Главное подтверждение новых предположений — наблюдаемое увеличение со временем расстояния между галактиками. Именно измерение скорости удаления друг от друга соседних космических систем и привело к формированию гипотезы о том, что существует темная материя и темная энергия.

Данные, не согласующиеся с теорией

Фриц Цвикки в 1931 году, а потом и Ян Оорт в 1932-м и в 1960-х занимались подсчетом массы вещества галактик в удаленном скоплении и соотношения ее со скоростью удаления их друг от друга. Из раза в раз ученые приходили к одним и тем же выводам: такого количества вещества недостаточно, чтобы создаваемая им гравитация могла удержать вместе галактики, двигающиеся со столь большими скоростями. Цвикки и Оорт предположили, что существует скрытая масса, темная материя Вселенной, не позволяющая космическим объектам разлететься в разные стороны.

Однако гипотеза получила признание научного мира только в семидесятых годах, после оглашения результатов работы Веры Рубин.

Она построила кривые вращения, наглядно демонстрирующие зависимость скорости движения вещества галактики от расстояния, которое отделяет его от центра системы. Вопреки теоретическим предположениям оказалось, что скорости звезд по мере удаления от галактического центра не уменьшаются, а возрастают. Объяснить подобное поведение светил можно было только наличием у галактики гало, которое заполняет темная материя. Астрономия, таким образом, столкнулась с совершенно неизученной частью мироздания.

Свойства и состав

Темной этот называют потому, что ее нельзя увидеть никакими существующими способами. Ее присутствие опознается по косвенному признаку: темная материя создает гравитационное поле, при этом не излучая совершенно электромагнитных волн.

Важнейшей задачей, возникшей перед учеными, стало получение ответа на вопрос о том, из чего состоит эта материя. Астрофизики пытались «наполнить» ее привычным барионным веществом (барионная материя состоит из более или менее изученных протонов, нейтронов и электронов). В темное гало галактик включали компактные слабоизлучающие звезды типа и огромные, по массе приближенные к Юпитеру планеты. Однако подобные предположения не выдерживали проверки. Барионная материя, привычная и известная, таким образом, не может играть существенной роли в скрытой массе галактик.

Сегодня поиском неизвестных составляющих занимается физика. Практические изыскания ученых основываются на теории суперсимметрии микромира, согласно которой для каждой известной частицы существует суперсимметричная пара. Вот они-то и составляют темную материю. Однако доказательств существования подобных частиц пока получить не удалось, возможно, это дело ближайшего будущего.

Темная энергия

Открытием нового типа материи не закончились сюрпризы, которые подготовила Вселенная ученым. В 1998 году астрофизикам представился еще один шанс сопоставить данные теорий с фактами. Этот год ознаменовался взрывом в далекой от нас галактике.

Астрономы измерили расстояние до нее и крайне удивились полученным данным: звезда вспыхнула гораздо дальше, чем это должно было быть согласно существующей теории. Оказалось, что со временем увеличивается: сейчас она гораздо выше, чем была 14 миллиардов лет назад, когда предположительно случился большой взрыв.

Как известно, чтобы ускорить движение тела, ему нужно передать энергию. Силу, которая вынуждает Вселенную расширяться быстрее, стали называть темной энергией. Это не менее загадочная часть космоса, чем темная материя. Известно лишь, что для нее характерно равномерное распределение по всей Вселенной, а зарегистрировать ее воздействие можно лишь на огромных космических расстояниях.

И снова космологическая постоянная

Темная энергия пошатнула теорию большого взрыва. Часть научного мира скептически относится к возможности подобной субстанции и вызванного ей ускорения расширения. Некоторые астрофизики пытаются возродить забытую космологическую постоянную Эйнштейна, которая вновь из разряда большой научной ошибки может перейти в число рабочих гипотез. Ее присутствие в уравнениях создает антигравитацию, приводящую к ускорению расширения. Однако некоторые следствия наличия космологической постоянной не согласуются с данными наблюдений.

Сегодня темная материя и темная энергия, составляющие большую часть вещества во Вселенной, — загадки для ученых. Однозначного ответа на вопрос об их природе нет. Более того, возможно, это не последняя тайна, что хранит от нас космос. Темная материя и энергия могут стать преддверием новых открытий, способных перевернуть наше представление об устройстве Вселенной.

Британские исследователи из радиоастрономической обсерватории Джодрелл Бэнк полагают, что наша Вселенная на две трети состоит из тёмной материи (Dark Matter). По другим оценкам обычное вещество составляет не более 10% от реально содержащейся во Вселенной материи. Можно сказать, что 90% материи во Вселенной представляет собой загадку. Это та материя, которую невозможно наблюдать в телескоп, которая не отражает лучи света и не излучает фотоны ни в каком диапазоне электромагнитного спектра. Фактически получается, что существует иной тип массы, некое невидимое вещество, из которого построена Вселенная.

Одним из существенных доказательств наличия тёмной материи во Вселенной можно считать данные, полученные в нулевые годы 21-го века на космическом телескопе «Хаббл» с помощью гравитационного линзирования. Мингкук Джеймс Джи (Myungkook James Jee), Х. Форд (Holland Ford) и другие исследователи из университета Джона Хопкинса, наблюдая за столкновением галактик, находящихся от нас на расстоянии в пять миллиардов световых лет, обнаружили, что их окружает кольцо из тёмной материи диаметром в 2,6 миллиона световых лет. Положение тёмной материи в этой области удалось вычислить, регистрируя слабые искажения излучения от более далёких галактик, которые находятся (по линии взгляда с Земли) за сталкивающимися звёздными системами.

К настоящему времени установлено, что самые малые непрерывно существующие сгустки тёмной материи занимают пространство в тысячу световых лет, а масса таких фрагментов в десятки раз превышает массу Солнца.

Впервые же о незримой материи заявил в 1930-е годы швейцарский астроном Фриц Цвикки (Fritz Zwicky). Он заметил, что скопление галактик в созвездии Волосы Вероники удерживается вместе более сильным гравитационным полем, чем-то, которое должно быть, исходя из видимой массы вещества в данной области. При детальном рассмотрении выяснилось, что светящегося вещества в этих скоплениях галактик было в несколько раз меньше, чем необходимо для их совместного нахождения за счёт силы тяготения. Поскольку закон тяготения никто не отменял, то ещё в те далёкие годы предположили, что существует некое невидимое вещество.

Современные исследования, проведённые с помощью орбитального зонда WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), показывают, что обычного вещества во Вселенной около 5%; 25% приходится на тёмную материю, а остальные 70% - на так называемую тёмную энергию (Dark Energy). Этот вывод сделали эксперты Принстонского университета, проанализировав данные с зонда WMAP, который был запущен американским космическим агентством NASA в 2001 году.

Однако в последнее время появились гипотезы, указывающие на то, что тёмной материи может и не быть.

Почётный профессор Торонтского университета Джон Моффат (John Moffat) и Джоэл Браунштейн (Joel Brownstein) из Канадского института теоретической физики разработали теорию модифицированной гравитации, которая полностью объясняет наблюдаемое поведение скоплений галактик. Два канадских физика вполне обходятся без тёмной материи. Они ввели в свою теоретическую разработку так называемые гравитоны, возникающие из вакуума, причём наиболее интенсивно гравитоны рождаются вблизи больших масс. Из чего следует, что в центре галактики (где сосредоточены крупные массы) два объекта притягиваются друг к другу сильнее, чем если бы они находились на её окраине.

* * *
Как бы то ни было, любая запутанная ситуация рано или поздно проясняется. Так случится и с тёмной материей: с ней неизбежно разберётся Время. На то оно и Верховный Судия.

Играет решающую роль в развитии Вселенной. Однако пока мало что известно об этой странной субстанции. Профессор Маттиас Бартельманн (Matthias Bartelmann) - Гейдельбергский институт теоретической астрофизики - объясняет, как проводились исследования тёмной материи, отвечая на ряд вопросов журналистов.

и каким образом она возникает?

Я понятия не имею! Пока никем. Вероятно, она состоит из тяжелых элементарных частиц. Но никто не знает, действительно ли это частицы. В любом случае, они очень отличаются от всего, что мы до этого знали.

Похоже на открытие целого нового вида животных?

Да, именно так, это хорошее сравнение.

Кто открыл темную материю и когда?

В 1933 году Фриц Цвикки (Fritz Zwicky) рассматривал движение галактик в галактических кластерах, которое зависит от общей массы скопления. Исследователь заметил, что галактики, учитывая их вычисленную массу, движутся очень быстро. Это был первый намек на темную материю. Никакой известной материей нельзя было объяснить, почему звезды в галактиках держатся вместе: они должны из-за свой высокой скорости обращения разлетаться.

Гравитационная линза Фото: Wissensschreiber

А какие еще есть доказательства?

Довольно хорошим доказательством является эффект гравитационной линзы. Далекие галактики кажутся нам искаженными, так как световые лучи отклоняются на своем пути от материи. Это напоминает взгляд через рифленое стекло. И эффект сильнее, чем он был бы, если существовала бы только видимая материя.

Как выглядит темная материя?

Её нельзя увидеть, так как отсутствует взаимодействие тёмной материи и электромагнитного излучения. Это означает, что она не отражает свет и не испускает никакого излучения.

А как вы тогда изучаете темную материю? Какие приборы необходимы для исследования?

Мы изучаем не конкретно темную материю, а лишь её проявления, например, эффект гравитационной линзы. Я теоретик. Собственно говоря, мне просто нужен мой компьютер, ручка и лист бумаги. Но я использую и данные больших телескопов на Гавайях и в Чили.

Можно ли изобразить темную материю?

Да, можно создать своего рода карту её распределения. Так же, как линии возвышенностей показывают на географической карте контуры горы, тут можно увидеть по плотности линий, где особенно много темной материи.

Когда она появилась?

Темная материя возникла либо непосредственно при Большом взрыве, либо 10000-100000 лет спустя. Но и это мы ещё изучаем.

Какое количество темной материи существует?

Этого никто не может точно сказать. Но, исходя из последних исследований, мы полагаем, что темной материи приблизительно в семь-восемь раз больше во Вселенной, чем видимой.

Компьютерное моделирование показывает распространение тёмной материи в виде паутины, причём её скопление мы видим на самых ярких участках
Фото: Volker Springel

Есть ли зависимость между тёмной энергией и тёмной материей?

Наверное, нет. Темная энергия обеспечивает ускоренное расширение Вселенной, тогда как темная материя удерживает вместе галактики.

Откуда она взялась?

Темная материя, вероятно, повсюду, только она распространена не равномерно - так же, как видимая материя, она образует сгустки.

Каково значение темной материи для нас и нашего мировоззрения?

Для повседневной жизни она не имеет значения. Но в астрофизике очень важна, так как играет решающую роль в развитии Вселенной.

Из чего состоит наша Вселенная? 4,9 % - видимая материя, 26,8 % тёмная материя, 68,3 % - тёмная энергия Фото: Wissensschreiber

Что она вызовет в будущем?

Наверное, больше ничего. Раньше для развития Вселенной она была очень важна. Сегодня она лишь по-прежнему удерживает вместе отдельные галактики. А так как Вселенная продолжает расширяться, то новым структурам из темной материи появляться становится все труднее.

Возможно ли будет в будущем напрямую отображать темную материю с помощью приборов?

Да, это возможно. Например, можно измерять колебания, которые возникают, когда частицы темной материи сталкиваются в кристалле с атомами. Аналогично происходит и в ускорителе частиц: если элементарные частицы, казалось бы, беспричинно летят в неожиданном направлении, то виной всему может быть неизвестная частица. Тогда это было бы еще одним доказательством существования темной материи. Представьте себе: вы стоите на футбольном поле и перед вами мяч. Он вдруг улетает безо всякой видимой причины. Его должно было сбить что-то невидимое.

А что вас в вашей работе интересует больше всего?

Меня привлекает предположение, согласно которому видимая материя является лишь малой долей всего, а мы не имеем никакого представления об остатке.

Спасибо, что Вы нашли время. Мы надеемся, что Вы вскоре узнаете ещё больше о темной материи!

Тёмная материя — это еще одно из открытий человечества, сделанных, «на кончике пера». Ее никто и никогда не ощущал, она не излучает электромагнитных волн и не взаимодействует с ними. Уже больше полувека нет экспериментальных доказательств существования темной материи, приводятся лишь экспериментальные расчеты, якобы подтверждающие ее существование. Но на данный момент — это лишь гипотеза астрофизиков. Однако следует заметить, это одна из самых интригующих и весьма обоснованных научных гипотез.

Началось все в начале прошлого века: астрономы заметили, что картина мира, которую они наблюдают, не вписывается в теорию гравитации. Теоретически галактики, имея расчетную массу, вращаются быстрее, чем это должно быть.

Значит они(галактики) имеют гораздо большую массу, чем предполагают расчеты из сделанных наблюдений. Но раз они все-таки вращаются, то либо не верна теория гравитации, или эта теория не «работает» на таких объектах как галактики. Или же во Вселенной вещества больше, чем современные приборы могут обнаружить. Эта теория и стала более популярной среди ученых, а это неосязаемое гипотетическое вещество назвали тёмной материей.
Из расчетов получается, что темной материи в составе галактик примерно в 10 раз больше обычной и друг с другом разные материи взаимодействуют только на гравитационном уровне, то есть темная материя проявляет себя исключительно в виде массы.
Некоторые ученые предполагают, что часть тёмной материи - это обычное вещество, но не испускающее электромагнитного излучения. К таким объектам относят темные галактические гало, нейтронные звёзды и коричневые карлики, а также другие, пока гипотетические объекты космоса.

Если верить выводам учёных, то обычная материя (в основном, содержащаяся в галактиках) собирается
вокруг областей с самой плотной концентрации тёмной материи. На полученной пространст-
венной карте тёмная материя представляет собой неравномерную сеть из гигантских нитей, со вре-
менем увеличивающихся и пресекающихся в местах галактических скоплений.

Темную материю делят на несколько классов: горячую, теплую и холодную(это зависит от скорости частиц, из которых она состоит). Так выделяют горячую, тёплую и холодную тёмную материю. Наибольший интерес у ученых-астрономов вызывает именно холодная тёмная материя, так как она может образовывать стабильные объекты, например, целые тёмные галактики.
Теория тёмной материи вписывается и в теорию Большого взрыва. Поэтому ученые предполагают, что через 300 тысяч лет после взрыва сначала в огромном количестве стали скучиваться частицы темной материи, а после этого силой тяготения на них собирались частицы обычного вещества и формировались галактики.
Эти удивительные выводы означают, что масса обычного вещества составляет лишь несколько процентов от полной массы Вселенной !!!

То есть, видимый нам мир – это только маленькая часть того, из чего на самом деле состоит Вселенная. И что это за огромное «нечто» мы даже не можем представить.