95 % Вселенной ускользают от прямого наблюдения. То, что мы называем "тёмным", на самом деле — просто неизвестная материя, и, возможно, величайший открытый вопрос современной физики.
Две силы, которые мы не видим — только их действие.
Миссия «Планк» (ESA, 2009–2013, финальный анализ данных — 2018) реконструировала состав Вселенной с беспрецедентной точностью на основе мельчайших температурных колебаний космического микроволнового фона. Результат отрезвляет наше самовосприятие: всё, что состоит из атомов — звёзды, планеты, газ, мы сами, — составляет лишь около 5 % плотности энергии Вселенной.
Остальное приходится на два компонента, о которых мы знаем лишь косвенно — по их гравитационному и космологическому воздействию: тёмная материя, которая, подобно обычной материи, действует гравитационно, но не испускает, не поглощает и не отражает свет, — и тёмная энергия, придающая Вселенной слабое отталкивающее воздействие и ускоряющая её расширение. Оба явления не были предсказаны теоретически, а выведены из наблюдений, противоречивших устоявшейся картине: тёмная материя — в 1930-х/1970-х годах, из-за слишком быстрого движения галактик, тёмная энергия — лишь в 1998 году, из-за слишком слабого свечения далёких сверхновых. Следующие главы показывают, как были обнаружены оба следа — и как мало мы до сих пор знаем об их истинной природе.
В 1933 году астроном Фриц Цвикки заметил, что галактики в скоплении Волосы Вероники движутся намного быстрее, чем допускала бы видимая масса скопления — он назвал недостающую массу «тёмной материей», хотя научное сообщество поначалу не придало наблюдению большого значения. Решающее, широко признанное доказательство представили лишь Вера Рубин и Кент Форд в 1970-х годах: они измерили скорость вращения звёзд и газа в спиральных галактиках, таких как галактика Андромеды, в зависимости от расстояния до галактического центра.
Схематическое изображение по данным Веры Рубин и Кента Форда, 1970-е годы — типичные порядки величин для спиральной галактики.
Согласно законам ньютоновской гравитации и распределению видимой массы, скорость вращения за пределами плотной центральной области должна убывать с увеличением расстояния — так же, как убывает орбитальная скорость внешних планет вокруг Солнца. Вместо этого измеренные скорости оставались почти постоянными даже далеко за пределами светящегося диска. Единственное объяснение в рамках известной физики: галактики окружены протяжённым, невидимым гало из материи, гравитация которого удерживает внешние звёзды на их орбитах.
У Цвикки уже в 1933 году была в руках решающая улика: он назвал недостающую массу в скоплении Волос Вероники «тёмной материей» (в оригинале — dunkle Materie) — термином, который он, как немецкоязычный швейцарский астроном, работавший в Калифорнийском технологическом институте, сам и придумал. Его метод измерения (применение теоремы вириала к скоростям в скоплении) был методологически уязвим, а его цифры — грубы, и его идея десятилетиями считалась курьёзом. Лишь точные, почти неопровержимые кривые вращения Рубин превратили заметку на полях, оставленную одиночкой, в один из центральных элементов современной космологии.
Кривые вращения были лишь началом. С тех пор накопились независимые свидетельства из самых разных методов наблюдения — каждое из них по-своему подтверждает картину невидимого, но гравитационно действующего компонента.
Ни в одной другой системе тёмная материя не проявляется так наглядно, как в скоплении «Пуля» (1E 0657-56): рентгеновские снимки телескопа «Чандра» показывают, где находится горячая, светящаяся масса газа — основная часть обычной материи. Карты слабого гравитационного линзирования независимо показывают, где находится реальная полная масса. Оба распределения заметно смещены относительно друг друга.
Это пространственное разделение едва ли можно объяснить одной лишь модифицированной гравитацией, и с момента публикации в 2006 году оно считается одним из самых прямых свидетельств существования самостоятельной, почти не взаимодействующей формы материи.
Существование тёмной материи считается среди астрофизиков хорошо обоснованным. Что она собой представляет, остаётся открытым вопросом. Поиски сосредоточены на трёх весьма различных классах кандидатов:
Самые масштабные эксперименты ищут прямое обнаружение: детекторы, такие как XENONnT (Гран-Сассо, Италия) и LUX-ZEPLIN (Южная Дакота, США), наблюдают за тоннами сверхчистого жидкого ксенона в глубоко под землёй расположенных лабораториях и ждут редкого сигнала — столкновения частицы WIMP с ядром атома ксенона. Пока не найдено ни одного убедительного сигнала. Каждое новое нулевое измерение исключает очередную область возможного пространства параметров, не отвечая на вопрос — и честно признать, что окончательного ответа здесь пока нет: природа тёмной материи — одна из самых активных и наименее решённых областей исследований в физике.
«Тёмная материя» — это не указание на то, что представляет собой эта субстанция, название лишь описывает, чего она не делает: она не испускает свет, не поглощает его и не отражает. Её с тем же успехом можно было бы назвать «невидимой материей» или просто «субстанцией X». То же самое касается «тёмной энергии»: это условное название для измеренного эффекта — ускоренного расширения, — физическая причина которого неизвестна. Оба термина — признание пробела в знаниях, а не объяснения.
В 1998 году две независимые команды — Supernova Cosmology Project под руководством Сола Перлмуттера и High-Z Supernova Search Team под руководством Брайана Шмидта и Адама Рисса — опубликовали наблюдение, которого никто не ожидал. Они использовали сверхновые типа Ia в качестве «стандартных свечей»: эти взрывы белых карликов достигают известной, почти одинаковой максимальной светимости, что позволяет точно определять расстояние по их видимой яркости. Однако далёкие — а значит, более ранние по времени — сверхновые систематически оказывались слабее, чем можно было бы ожидать во Вселенной, расширение которой тормозится материей и гравитацией. Единственное непротиворечивое объяснение: расширение Вселенной не замедляется, а ускоряется. За это открытие Перлмуттер, Шмидт и Рисс получили в 2011 году Нобелевскую премию по физике.
В 1917 году Эйнштейн добавил в свои уравнения поля дополнительный член — космологическую постоянную Λ, — чтобы сделать возможной статическую Вселенную, а после открытия Хабблом расширения отказался от неё, назвав своей «величайшей ошибкой». После 1998 года Λ вернулась — на этот раз как простейшее объяснение тёмной энергии: постоянная плотность энергии вакуума.
Проблема в том, что квантовая теория поля предсказывает плотность энергии вакуума, примерно на 120 порядков превышающую наблюдаемое значение — это нередко называют худшим количественным предсказанием в истории физики. Откуда берётся наблюдаемое, крошечное, но отличное от нуля значение, неизвестно.
Если тёмная энергия действительно соответствует настоящей космологической постоянной, будущее Вселенной в значительной мере уже предопределено: вечное, ускоряющееся расширение. У предпочтительного сценария неброское название — Big Freeze, или тепловая смерть. Звёзды исчерпывают своё топливо, галактики теряются за пределами соответствующего наблюдаемого горизонта, материя распадается на протяжении невообразимых промежутков времени, пока Вселенная не достигнет холодного, крайне разреженного равновесия.
Схематический ход масштабного фактора — замедленное расширение в эпоху доминирования материи, переход около 5 млрд лет назад, с тех пор — ускорение.
Альтернативные сценарии — повторный коллапс (Big Crunch, при достаточной массе материи и гравитации) или разрыв самого пространства-времени (Big Rip, при непрерывно растущей тёмной энергии) — по сегодняшним данным считаются значительно менее вероятными. О том, что означает продолжающееся расширение для края наблюдаемого и для вопросов за пределами нашей физической досягаемости, подробнее рассказывает отдельный обзор о космологических границах.
Путь к Big Freeze — это не дело миллионов лет, а дело порядков величин, на фоне которых даже космологические промежутки времени кажутся малыми. В звёздную эру, в которой мы сейчас находимся, ещё горят звёзды (примерно до 10¹⁴ лет). Затем наступает эра вырождения, в которой остаются лишь белые и коричневые карлики, за которой следует эра чёрных дыр, в которой даже чёрные дыры испаряются за счёт излучения Хокинга (~10¹⁰⁰ лет). Что останется после этого — предмет отдельного обзора о космологических границах; здесь достаточно короткого вывода: конец Вселенной, если Λ останется постоянной, — это не взрыв, а затухание.
Несмотря на все успехи, остаётся по меньшей мере одно ощутимое противоречие: два независимых, высокоточных метода измерения сегодняшней скорости расширения Вселенной (постоянная Хаббла H₀) дают значения, статистически не пересекающиеся друг с другом.
Локальные измерения по космической лестнице расстояний дают около 73,0 км/с/Мпк. Пересчёт из космического микроволнового фона в рамках стандартной модели ΛCDM даёт около 67,4 км/с/Мпк — разница примерно в 8–9 %, которая не является измерительным шумом. Кроется ли решение в необнаруженных систематических ошибках, в новой физике тёмной энергии или в пока неизвестных частицах — один из самых активных открытых вопросов космологии.
Напряжение Хаббла — не второстепенная проблема, а затрагивает базовую величину, по которой калибруется любое расстояние во Вселенной. Если оно разрешится как ошибка измерения, ΛCDM останется нетронутой. Если же оно подтвердится и дальше, это может стать первым конкретным указанием на то, что тёмная энергия — или тёмная материя — устроена сложнее, чем предполагает простая космологическая постоянная. Обе возможности делают напряжение Хаббла одной из самых захватывающих открытых сюжетных линий этой главы физики.