Дэйв Голдберг - Вселенная. Руководство по эксплуатации

Возможно, в наших выкладках есть какая-то ошибка, а может быть, мы что-то неверно измерили. Бритва Оккама велит нам считать самое простое решение самым лучшим, а гораздо проще сказать, что мы где-то ошиблись, чем сказать, что мы почему-то не видим 85 % массы Вселенной! Нужны дальнейшие изыскания.

В последние годы симпатичные умницы-астрономы стали для измерения масс галактик и скоплений галактик пользоваться техникой, известной как «гравитационные линзы». Эта техника опирается на то, что массивные объекты вроде галактик немного искривляют пространство, а лучи света следуют кривизне пространства. Например, если галактика, где находится Тентакулюс, расположена между Землей и другой, более далекой галактикой, изображение задней галактики будет искажено массой галактики Тентакулюса. Чем больше масса, тем сильнее искажение.

Поблизости от скоплений галактик этот феномен еще заметнее, поскольку скопления галактик иногда имеют массу в целый квадрильон (10 15) масс Солнца. Если скопления искажают своей линзой галактики на заднем плане, то астрономы на Земле будут наблюдать эти галактики не в нормальном виде, а в виде всяческих дуг, а иногда одна и та же галактика будет представлена двумя изображениями — примерно как в лупу под определенным углом видно, скажем, два ваших указательных пальца вместо одного.

Налицо редкий случай, когда забавная картинка не поможет; взгляните на изображение скопления галактик Abell 2218, сделанное космическим телескопом «Хаббл».

Если приглядеться, станет видно, что некоторые галактики — очень яркие и округлые. Это галактики в скоплении. Однако, присмотревшись еще внимательнее, вы увидите, что на фотографии много узких продолговатых мазков и выгнутых дуг. Хотите верьте, хотите нет, это тоже обычные галактики, просто они (если смотреть с Земли) находятся за скоплением, и их изображения беспардонно искажены гравитационным полем.

Гравитационные линзы позволяют измерять массу галактик, а следовательно, и Вселенной, еще одним способом, и все вычисления приводят к одному выводу: во Вселенной вшестеро больше массы, чем суммарная «обычная» барионная масса. В 2006 году Маруся Брадач, которая тогда работала в Стэнфорде, и ее коллеги изучили столкновение пары скоплений, так называемое скопление «Пуля», и получили поразительные результаты.

Как мы уже видели, большинство обычной массы в скоплениях составляют не звезды, а горячий газ. Звезды, та часть галактик, которую мы видим глазами, — всего лишь крошечное меньшинство. Так что если бы эта темная материя — материя, неразличимая глазом, — на самом деле состояла из обычного вещества, можно было бы ожидать, что она будет образовывать те-же структуры, что и газ.

Так вот, Брадач и ее сотрудники обнаружили, что в скоплении не просто больше массы, чем масса газа, — хуже того, темная материя, судя по всему, находится даже не рядом с газом! Иначе говоря, даже хотя мы не знаем, что это такое — темная материя, зато знаем, как ее искать. К вопросу о том, что же такое на самом деле темная материя, мы вернемся в главе 9.

Примерно до 1998 года положение дел в космологии практически полностью определялось поисками темной материи. Поскольку результаты измерения массы галактик еще только ожидались, космологическое сообщество в большинстве своем было убеждено, что Ω мнужно дополнять до 100 %. Убедительных свидетельств в пользу обратного не было, а большинство теорий опиралось именно на это число [103] Главная теория была и есть известна под названием «Теория инфляции», и о ней мы подробно поговорим в следующей главе. Нынешние оценки показывают, что Ω м составляет около 28 % (в противоположность 100 %, предсказанным первыми моделями инфляции), и это должно разнести эту теорию в пух и прах раз и навсегда. Однако теоретики каким-то образом сообразили, что можно подправить формулы, и все снова запорхает. Это должно стать для вас ценным уроком доверия к физикам-теоретикам, которые утверждают, будто в чем-то уверены. .

Однако серия наблюдений в середине 1990-х годов не оставила от этой идеи камня на камне.

Не так давно мы упоминали о том, что самый распространенный и простой способ измерить расстояние до других галактик — разобраться, насколько они яркие сами по себе, и, измерив, насколько яркими они нам кажутся, оценить дистанцию. Природа предусмотрительно снабдила нас превосходными «стандартными свечами» — в виде определенного типа взрывающихся звезд под названием «сверхновые типа 1а».

Сверхновые типа 1а состоят из белого карлика и красного гиганта, вращающихся по орбитам вокруг друг друга. Белый карлик — тлеющее ядро звезды, довольно плотное. Красный гигант очень большой, и его гравитации не хватает на то, чтобы удержать все его владения под контролем. В нашем случае это означает, что газ из внешней атмосферы красного гиганта падает на поверхность белого карлика.

Белые карлики — объекты очень компактные. Когда наше Солнце превратится в белого карлика, оно станет маленьким, как Земля [104] Поскольку к тому моменту Солнце уже давно пройдет стадию красного гиганта и спалит Землю дотла, нас это уже не будет интересовать. .

Эти звезды такие плотные, что отдельные электроны в них буквально наталкиваются друг на друга. Белые карлики примерно в миллион раз плотнее гранита, и сжать белый карлик еще сильнее очень и очень трудно. Так вот, в конце концов на поверхность белого карлика нападает столько «отбросов» с красного гиганта, что белый карлик уже не сможет их принять, и протоны и электроны в этой звезде соединятся в нейтроны, образуя так называемую нейтронную звезду. При этом происходят колоссальный взрыв и выброс материи — это и есть сверхновая типа 1а. За несколько недель эта вспышка выделяет столько энергии, сколько Солнце за всю свою жизнь.

Когда сверхновая взрывается, лучше держаться подальше. Даже если она вспыхнет на расстоянии десяти световых лет, Земля в результате такого взрыва погибнет. К счастью, в каждой отдельной галактике происходит примерно одна такая вспышка в столетие, а наша галактика имеет в поперечнике тысячи световых лет, так что нам, скорее всего, пока ничего не грозит. Вынуждены, однако, вас огорчить: предсказать, когда сверхновая взорвется, невозможно.

Зато астрономы (как правило, мизантропы) обожают эти космические катаклизмы. Из сверхновых получаются отменные стандартные свечи, поскольку они: 1) невероятно яркие, а значит, их видно на очень солидных расстояниях; 2) взрываются примерно на одной и той же стадии развития (когда на поверхность белого карлика нападает достаточно вещества с красного гиганта), а значит, выглядят более или менее одинаково — следовательно, мы можем легко вычислить, на каком они расстоянии.