Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Рост флуктуаций плотности темного вещества привел к образованию галактик и их скоплений.

Первыми кандидатами в частицы темного вещества были нейтрино. До 1990-х гг. не удавалось достаточно точно оценить массы этих частиц, а мы знаем, что Вселенная заполнена реликтовыми нейтрино (в каждом кубическом сантиметре их более сотни). Однако в итоге выяснилось, что нейтрино вносят лишь очень небольшой вклад в темное вещество из-за своей низкой массы, а также из-за слабой способности к скучиванию (т. е. к образованию областей более высокой плотности, таких как гало галактик). Теоретикам потребовалось предложить кандидатов с необходимыми свойствами.

Темное вещество сыграло большую роль в истории Вселенной. Дело в том, что до эпохи рекомбинации (см. раздел 11.8 «Ранняя Вселенная») возмущения плотности в обычном веществе не могли эффективно расти. Начав с неоднородностей на уровне 0,00001 (что наблюдается по реликтовому излучению), области повышенной плотности не успели бы превратиться в галактики и их скопления к нашему времени. Положение спасло темное вещество: неоднородности в распределении этой составляющей Вселенной могли начать расти под действием гравитации гораздо раньше. Именно по этой причине стало возможным появление первых звезд, которые произвели тяжелые элементы. Если бы в нашей Вселенной не было бы темного вещества, темная энергия успела бы растащить барионное вещество до того, как оно начало складываться в галактики.

Частицы темного вещества слишком слабо взаимодействуют друг с другом, и это не позволяет ему образовывать очень компактные структуры, такие как звезды и галактики. Темное вещество может быть распределено только в виде достаточно рыхлых структур, зато его много, поэтому оно «указывает» барионному веществу, куда двигаться. А затем барионное вещество может формировать плотные объекты внутри облаков темного вещества (во внутренних частях и дисках галактик уже барионное вещество «управляет» движением темной материи, поскольку в этих областях превосходит его по массе).

В ряде экспериментов ученые пытаются поймать частицы темного вещества в лабораториях.

В настоящее время существует несколько предложенных теоретиками хороших кандидатов на роль частиц темного вещества. Обычно их объединяют под аббревиатурой WIMP (Weakly Interacting Massive Particles – слабо взаимодействующие массивные частицы), самые известные из них – нейтралино и гравитино. Многие из обсуждаемых кандидатов связаны с понятием суперсимметрии в физике частиц. Хорошими кандидатами являются также аксионы.

Существуют экзотические сценарии, в которых не используется концепция темного вещества (в первую очередь речь идет о так называемой модифицированной ньютоновской динамике – MOND). Однако на сегодняшний день они представляются крайне маловероятными, хотя исследования в этом направлении продолжаются.

Активно идут поиски прямых астрономических сигналов от частиц темного вещества – в первую очередь это гамма-излучение, возникающее при возможной аннигиляции частиц темного вещества со своими античастицами. Для прямого детектирования частиц темного вещества ведется ряд экспериментов, в основном в подземных лабораториях (чтобы свести к минимуму влияние частиц космических лучей). Есть также некоторые надежды, что частицы темного вещества могут быть обнаружены в экспериментах на крупных ускорителях.

Современная космологическая модель включает не только обычное вещество, излучение и холодную [14] Холодной ее называют потому, что еще на ранних стадиях расширения Вселенной частицы в этой модели стали двигаться относительно медленно – со скоростью, гораздо меньшей световой. темную материю, но и еще одну составляющую – темную энергию . Это так называемая CDM-модель, где греческой буквой лямбда (Λ) обозначают одну из возможных форм темной энергии – космологическую составляющую, а CDM расшифровывается как «холодная темная материя» (Cold Dark Matter). Эта модель была сформулирована в статье Джереми Острайкера и Пола Стейнхарда (Paul Steihardt) в 1995 г., но общепринятой стала после обнаружения ускоренного расширения Вселенной.

За исключением периода в первые десятки тысяч лет в динамике Вселенной доминируют холодное темное вещество и темная энергия – это так называемая ΛCDM-модель Вселенной.

Достаточно давно ученые поняли, что крайне важно измерить с помощью наблюдений, как менялся темп расширения Вселенной (т. е. как эволюционировал масштабный фактор). Для этого нужен надежный способ определения расстояний до далеких объектов, независимый от измерения красного смещения.

Измерение расстояний в космологии – непростая задача. Однако в конце 1970-х – 1980-х гг. появились важные результаты по изучению целого класса астрономических источников, который мог бы помочь решить эту проблему, – это сверхновые типа Ia. С точки зрения наблюдений они характеризуются отсутствием линий водорода и наличием сильных линий кремния в спектре.

Сверхновые типа Ia – это термоядерные взрывы белых карликов, а поскольку в среднем белые карлики взрываются при сходных значениях массы, то такие сверхновые имеют похожие кривые блеска и максимальную светимость [15] Отметим, что сверхновые Ia не являются «близнецами», поскольку в результате слияния белых карликов масса объекта может превзойти критическую на разную величину. Это приводит к отличиям в мощности вспышки и поведении кривой блеска. . По этой причине такие вспышки называют стандартными свечами. В результате почти двух десятилетий исследований (начиная с работы Юрия Псковского в 1977 г.) астрономы научились по изменению блеска и по спектру определять максимальную светимость сверхновых Ia. Знание светимости в максимуме блеска позволяет из наблюдений получить независимую оценку расстояния до них (а значит, и до галактик, в которых они находятся).

Сверхновые типа Ia – это термоядерные взрывы белых карликов.

На протяжении 1990-х гг. несколько групп ученых работали над использованием сверхновых Ia в космологии в качестве стандартных свечей. В итоге в 1997–1999 гг. были получены результаты, позволившие открыть ускорение расширения Вселенной. Наблюдения показали, что сверхновые на красном смещении больше 0,5 находятся дальше (выглядят слабее), чем это следовало бы из стандартной на тот момент модели, в которой Вселенная все время замедляет свое расширение. Чтобы сверхновые оказались на более далеком расстоянии, необходимо, чтобы Вселенная последние несколько миллиардов лет расширялась все быстрее и быстрее. За эти работы Сол Перлмуттер (Saul Perlmutter), Адам Рис (Adam Riess) и Брайан Шмидт (Brian Schmidt) в 2011 г. получили Нобелевскую премию по физике.