Говерт Шиллинг

Слон во Вселенной. 100 лет в поисках темной материи

Науки о Земле и космосе

Перевод оригинального издания:

Govert Schilling

THE ELEPHANT IN THE UNIVERSE: Our Hundred-year Search for Dark Matter

Издание печатается по соглашению с The Science Factory, Louisa Pritchard Associates and The Van Lear Agency LLC

Перевод с английского Андрея Дамбиса

© Govert Schilling, 2022

© Foreword by the President and Fellows of Harvard College, 2022

© А. К. Дамбис, перевод с английского, 2024

© Оформление. ООО «Издательство АСТ», 2025

Подписывайтесь на наши социальные сети

Слепцы и слон

(Древняя индийская притча)

Слепцы, числом их было пять,

В Бомбей явились изучать

Индийского слона.

Исследовав слоновий бок,

Один сказал, что слон высок

И прочен, как стена.

Другой по хоботу слона

Провел рукой своей

И заявил, что слон – одна

Из безопасных змей.

Ощупал третий два клыка,

И утверждает он: —

На два отточенных штыка

Похож индийский слон!

Слепец четвертый, почесав

Колено у слона,

Установил, что слон шершав,

Как старая сосна.

А пятый, подойдя к слону

Со стороны хвоста,

Определил, что слон в длину

Не больше, чем глиста.

Возникли распри у слепцов

И длились целый год.

Потом слепцы в конце концов

Пустили руки в ход.

А так как пятый был силен,

Он всем зажал уста.

И состоит отныне слон

Из одного хвоста! [1]

Джон Годфри Сакс, 1872

Предисловие

Термин «темная материя» служит для обозначения основной части вещества во Вселенной – ее в пять раз больше, чем обычного вещества вроде того, из которого состоят звезды и планеты. Но, как понятно из названия книги, темная материя невидима. Мы знаем о ее существовании опосредованно, через гравитационное воздействие на видимое вещество, и, таким образом, она воплощает наше невежество.

Подобно всем замечательным тайнам, загадка темной материи упорно не поддается решению. Ученые бьются над ней уже целых 100 лет. Из наблюдений и научных теорий следует, что на роль темной материи могут претендовать самые разные объекты – слабовзаимодействующие массивные элементарные частицы, так называемые аксионы, и даже атомы, – главное, они не должны взаимодействовать с обычным веществом или светом. Сейчас ученые склонны считать, что темная материя возникла на самых ранних этапах эволюции Вселенной из раскаленного «бульона» невидимых и случайным образом медленно движущихся элементарных частиц. Хотя сами эти частицы до сих пор не наблюдались, ученым удалось зафиксировать их проявления в виде слабых флуктуаций яркости реликтового фонового микроволнового излучения Вселенной – эха Большого взрыва.

Первым о возможности динамической оценки количества того, что мы сейчас называем темной материей, сказал лорд Кельвин. В 1884 году в своем докладе он предположил, что в нашей Галактике могут быть темные тела. Спустя почти 50 лет швейцарско-американский астроном Фриц Цвикки обнаружил, что масса скоплений галактик больше массы наблюдаемого в них вещества. В 70-х годах XX века свидетельства существования невидимых частиц были получены в результате пионерских работ Веры Рубин, Кента Форда и Кеннета Фримена. Они показали, что наблюдаемые движения газа и звезд в галактиках требуют наличия невидимых массивных гало (своеобразных «корон», окружающих видимую часть галактики), простирающихся далеко за границы внутренних областей этих звездных систем, внутри которых заключена обычная материя. А в 1983 году Моти Милгром для решения проблемы недостающей массы выдвинул свою теорию так называемой модифицированной ньютоновской динамики. Согласно этой альтернативной гипотезе, галактики не подчиняются законам Ньютона.

Как обычно бывает в науке, у предлагавшихся для объяснения темной материи теорий были как сторонники, так и критики. Предложенные для малых ускорений простые формулы модифицированной динамики Милгрома очень хорошо описывают плоские кривые вращения гало многих галактик даже спустя 40 лет, за которые было выполнено множество измерений. Но эта теория оказалась не в состоянии адекватно описать наблюдаемые свойства скоплений галактик. Быть может, темная материя очень сильно взаимодействует сама с собой и избегает областей вблизи ядер галактик. А со временем появляются все новые и новые гипотезы.

Книга Говерта Шиллинга – это захватывающее турне по теориям темной материи и попыткам ее наблюдения с самого начала и до наших дней. Вас ждут рассказы о наземных и космических обсерваториях, а также о детекторах элементарных частиц в подземных пещерах и туннелях. Вы познакомитесь с учеными – героями книги, которые посвятили себя поиску решения этой загадки. Это очень разные люди. Среди них такие ведущие специалисты по темной материи, как Джим Пиблс и Джереми «Джерри» Острайкер, а также более молодые исследователи – приверженцы, скептики и еретики. Через истории этих ученых вы получите всеобъемлющее представление о прошлом, настоящем и будущем одной из глубочайших загадок науки.

Вы узнаете, что поиски темной материи продолжаются и что ученые выдвинули множество теорий для ее объяснения. Но настанет день, когда все части сложатся в единую картину. Книга Шиллинга послужит вам путеводной звездой, идя за которой, вы приобщитесь к ведущим исследователям в их стремлении понять неведомую гравитирующую темную материю и сможете насладиться знакомством с тайнами нашей Вселенной.

Ави Леб

Введение

В 1995 году астрономы объявили о создании чувствительных спектрографов, позволяющих очень точно измерять скорости звезд. Я подумал, что через несколько лет с помощью этих приборов будут открыты планеты: если спектрограф зафиксирует слабые периодические колебания скорости какой-нибудь звезды, то это может свидетельствовать о наличии вблизи нее массивной планеты, чье притяжение искажает движение светила. Я решил приступить к написанию новой книги о поиске внесолнечных планет в надежде, что в заключительной главе смогу рассказать о решающем открытии.

В октябре того же года Мишель Майор и Дидье Кело объявили об открытии 51 Пегаса b – первой подтвержденной внесолнечной планеты, обращающейся вокруг звезды солнечного типа, и я понял, что надо поторапливаться. На протяжении большей части 1995 года я почти ничем другим не занимался. Моя книга (на нидерландском языке) «Сестра-близнец Земли» (Tweeling aarde) – одна из первых, посвященных начальному этапу открытия внесолнечных планет, – вышла в 1997 году.

Нечто подобное случилось 20 лет спустя. В начале 2015 года я приступил к написанию книги о гравитационных волнах – чрезвычайно слабых колебаниях самой ткани Вселенной, вызванных такими событиями, как слияние черных дыр. Гравитационные волны были предсказаны в общей теории относительности Альберта Эйнштейна несколько десятилетий назад, и с тех самых пор ученые старались их обнаружить. Когда я начал писать книгу, то уже знал, что через несколько месяцев заработают передовые детекторы гравитационных волн – новые модели лазерно-интерферометрической гравитационно-волновой обсерватории (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, LIGO) в США и детектора Virgo в Италии. Стало ясно, что до открытия, скорее всего, осталось не дольше нескольких лет.

И действительно, гравитационные волны были впервые обнаружены в сентябре 2015-го, а объявлено об этом открытии было в феврале следующего года. И снова я отложил в сторону все другие дела, чтобы как можно скорее закончить книгу. «Рябь в пространстве-времени» (Ripples in Spacetime) вышла летом 2017 года.

Так что, когда в начале 2018 года я принялся за новую книгу – о темной материи, то полушутя говорил астрофизикам и специалистам по физике элементарных частиц, у которых расспрашивал о состоянии дел в этой области, что со дня на день ожидаю революционных результатов. Ведь было бы просто замечательно стать первым, кто расскажет о долгожданном решении загадки темной материи и о том, из чего же в действительности состоит эта таинственная субстанция, которая обеспечивает вселенское равновесие.

К сожалению, этого не случилось. Так что вынужден вас огорчить: когда вы дойдете до последней страницы, то так и не узнаете, из чего же состоит большая часть материальной Вселенной. Но не знают этого и ученые. Несмотря на десятилетия размышлений, догадок, поисков, исследований и модельных расчетов темное вещество остается одной из величайших тайн современной науки. И все же, прочтя эту книгу, вы узнаете многое о нашей удивительной Вселенной и о том, как астрономы и физики сумели выведать ее тайны.

Темная материя бросает вызов нашему воображению. Подобно невидимому клею она скрепляет Вселенную и служит ее движущей силой. Без нее галактики и скопления галактик распались бы, а пространство давно бы расширилось в небытие. Темная материя – это самое важное, что есть в нашем мире, но при этом мы узнали про нее лишь несколько десятков лет назад и не имеем ни малейшего понятия о ее истинной природе.

Что ж, благодаря труду сотен преданных делу ученых мы хотя бы поняли, чем она не может быть. Темная материя – это не множество очень тусклых звезд. Это не всепроникающий темный межгалактический газ. Темная материя не состоит из черных дыр – уж точно не из «привычных» их представителей, постепенно осваиваемых астрономами. Более того, темная материя не состоит из обычных атомов и молекул. Это нечто странное и совершенно экзотическое.

И именно темная материя сформировала Вселенную, в которой мы живем. Она стала «каркасом», обеспечившим рост крупномасштабной структуры Вселенной. Благодаря ей стало возможным образование скоплений галактик, самих галактик, звезд, планет и, в конечном счете, появление людей. Но несмотря на существование множества связанных с нею научных дисциплин и вовлеченных в ее изучение исследователей, проблема эта, похоже, далека от решения. Выдвигались разные гипотезы и предположения, приводились косвенные свидетельства, и ученые зачастую принимали желаемое за действительное. Но до сих пор нет ни единого убедительного наблюдения и даже намека на истинную природу темной материи.

История поисков темной материи берет свое начало в 30-х годах XX века, хотя острота проблемы была осознана 50 лет назад, когда тревогу астрономов начали вызывать большие скорости вращения внешних областей спиральных галактик вроде нашей собственной. Вскоре проблемой занялись еще и специалисты по физике элементарных частиц, и стало ясно, что ее решение невозможно без привлечения совершенно новой формы материи. Из-за ее ключевой роли в эволюции Вселенной эта новая темная материя стала играть важнейшую роль в космологии – изучении свойств Вселенной на самых больших масштабах. Изучение темной материи находится на стыке нескольких областей науки, в него на протяжении многих десятилетий оказались вовлечены наблюдатели, теоретики, экспериментаторы и специалисты по компьютерному моделированию.

Этой проблемой на протяжении длительного времени занималось великое множество людей, и поэтому в такой книге невозможно отдать всем им должное. В конце концов, книга «Слон во Вселенной» – это не трактат для специалистов, и она не претендует на исчерпывающее изложение истории предмета. Это, скорее, общий взгляд на изучение темной материи во всем потрясающем разнообразии подходов. Личные истории многих ключевых фигур дают некоторое представление об изобретательности, настойчивости и порой даже упрямстве ученых, посвятивших свою профессиональную деятельность поиску решения величайших загадок природы. Я проведу вас, читатель, по далеким астрономическим обсерваториям и подземным лабораториям. Мы побываем на научных конференциях и побеседуем с нобелевскими лауреатами и с постдоками [2], только что защитившими диссертацию исследователями. К сожалению, из-за пандемии ковида не все поездки удалось осуществить, а многие интервью пришлось делать по телефону или в Zoom.

Нам предстоит охватить широкий круг вопросов, связанных с проблемой темной материи. Хотя бо́льшую часть из 25 глав можно читать совершенно независимо друг от друга, я расположил их в таком порядке, чтобы лучше представить масштаб загадки и показать развитие осмысления этой проблемы. Для начала в главе 1 мы познакомимся с Джеймсом Пиблсом – отцом популярной космологической модели с холодной темной материей (cold dark matter, CDM) и лауреатом Нобелевской премии по физике 2019 года, которой он был удостоен за вклад в теоретическую космологию. Затем, в главе 2 мы посетим лабораторию Гран-Сассо в Италии, чтобы получить начальное представление об экспериментальном подходе к решению проблемы темной материи. Ведь темная материя – это не одни лишь компьютерные модели и доклады на конференциях. В этот самый момент десятки ученых во всем мире заняты экспериментальной проверкой теории в надежде решить эту загадку.

После того как я подогрею ваш интерес этим поверхностным знакомством с теорией и экспериментами, в главе 3 мы вернемся на столетие назад, чтобы узнать про первые свидетельства пробелов в нашем понимании материального наполнения Вселенной. Гораздо позднее, в 70-х годах прошлого века, физики поняли, что невозможно обеспечить устойчивость галактик вроде нашей без привлечения огромных более или менее сферических гало из темной материи (глава 4). Первопроходцы – такие как астроном Вера Рубин – начали осознавать, что большие скорости вращения галактик можно объяснить только наличием в них гораздо большего количества вещества, чем реально наблюдается, – этому посвящена глава 5.

Сейчас именем Веры Рубин назван строящийся телескоп. После завершения строительства это будет самый мощный наземный телескоп, которому суждено сыграть главную роль в попытках астрономов создать трехмерную карту распределения галактик в пространстве. Этот проект представляет собой важный этап в изучении темной материи, и ему посвящена глава 6. Далее, в главе 7 мы рассмотрим происхождение химических элементов лишь для того, чтобы убедиться, что темная материя не может состоять из обычных атомов и молекул. Предмет главы 8 – решающая роль радио-астрономии в доказательстве существования темной материи. На этом завершается первая часть книги, посвященная в основном астрономическим исследованиям.

В первых двух главах второй части рассказывается о том, как во второй половине 70-х годов прошлого века астрономы были склонны считать, что таинственная субстанция состоит из относительно медленно движущихся («холодных») элементарных частиц. Эти частицы замечательным образом вписываются в теорию суперсимметрии, а она тянет на кандидата в Общую Теорию Всего, которую физики давно мечтают создать. Таким образом, темная материя стала играть важную роль еще и в физике элементарных частиц.

В главе 11 подробно рассказывается о компьютерных моделях эволюции крупномасштабной структуры Вселенной, которые, как казалось, подтверждали гипотезу, согласно которой темная материя состоит из слабовзаимодействующих массивных элементарных частиц (Weakly Interacting Massive Particles, WIMP). Но как раз во время активного продвижения этой гипотезы некоторые ученые стали высказывать сомнения в реальности существования темной материи. Согласно выдвинутой ими теории модифицированной ньютоновской динамики (Modified Newtonian Dynamics, MOND), которая обсуждается в главе 12, само наше понимание гравитации требует пересмотра – быть может, охотники за темной материей гоняются за химерами.

В главах 13 и 14 рассказывается об эффективном методе поиска – наблюдении так называемого гравитационного линзирования, очень незначительного отклонения лучей света силой тяготения массивных объектов. Наблюдения гравитационного линзирования позволили отвергнуть теорию модифицированной ньютоновской динамики и навели ученых на мысль о другом возможном кандидате в темную материю – так называемых массивных компактных объектах гало (Massive Compact Halo Objects, MACHO). Увы, поиски таких объектов не увенчались успехом, а в конце 90-х годов мы узнали о новой таинственной сущности – темной энергии. Оказалось, что пустое пространство расширяется с ускорением – это прямое следствие наличия в нем темной энергии. Это открытие и его следствия для состава Вселенной обсуждаются в главах 15 и 16.

Темная энергия и теория холодной темной материи были объединены в рамках единой космологической модели – так называемой ΛCDM-теории, где греческая буква лямбда (Λ) означает темную энергию. Убедительные свидетельства в пользу этой модели были получены в результате исследования фонового реликтового излучения (которое иногда называют «эхом Большого взрыва»). Более того, как мы узнаем в главе 17, сравнение распределения яркости реликтового излучения с крупномасштабной структурой Вселенной позволяет получить подробную картину эволюции Вселенной, в которой темной материи отведена безусловно важная роль. Мы до сих пор не знаем, что представляет собой темная материя, но теперь уже ясно, что это один из ключевых ингредиентов космологии.

Третья часть посвящена современным и будущим поискам темной материи, а также некоторым проблемам современной космологии. В главах 18 и 19 рассказывается об экспериментах по непосредственному обнаружению элементарных частиц темной материи с использованием самых современных технологий и сверхчувствительных приборов, которые размещаются глубоко под землей в пещерах и туннелях, чтобы исключить проникновение космических лучей, могущих исказить результаты измерений. Удивительным образом сами космические лучи при этом несут в себе свидетельства распада частиц темной материи – об этом мы расскажем в главе 20.

В главах 21 и 22 рассматривается ряд вызывающих тревогу проблем, которые в последнее время возникли в связи с ΛCDM-моделью. Пока что никто не знает, насколько эти проблемы серьезны, но теоретики уже рассматривают ряд альтернативных идей и гипотез – о некоторых из них говорится в главах 23 и 24. Заключительная глава посвящена будущим исследованиям, но никто не может предсказать, какие конкретно эксперименты и обсерватории смогут дать окончательный ответ на столетнюю загадку темной материи. Давайте просто будем надеяться, что не придется ждать еще целую сотню лет.

Как научный журналист, которого интересует все, что находится за пределами земной атмосферы, я, пожалуй, делал больший упор на астрономию, чем на физику элементарных частиц, хотя и старался сохранить некоторый баланс. Я также уделяю больше внимания прошлым достижениям, устоявшимся идеям и текущим экспериментам, а не новым спекулятивным теориям, неподтвержденным результатам и возможным будущим экспериментам. Если эти новшества выдержат проверку временем, то вы, несомненно, прочтете о них в будущей книге.

Поиски темной материи продолжаются, и хотя они пока еще не дали результатов, но они уже помогли нам лучше понять множество разных астрономических и физических явлений – от быстрого вращения галактик, гравитационного линзирования и крупномасштабной структуры Вселенной до рождения атомных ядер в процессе Большого взрыва и характерных особенностей структуры «эха творения». Эти поиски также послужили толчком к созданию других перспективных теорий, стимулировав появление гипотез о суперсимметрии и пока еще не открытых элементарных частицах. В попытках установить истинную природу большей части содержимого нашей Вселенной ученые смогли раскрыть некоторые из самых сокровенных тайн природы и убедиться в потрясающей сложности мира, частью которого мы являемся.

Часть I

Ухо

1. Материя, но не такая, какой мы ее знаем

Почетный профессор имени Альберта Эйнштейна Принстонского университета, член Американского физического общества и Королевского общества, лауреат Нобелевской премии по физике 2019 года и «крестный отец» теории холодной темной материи Филлип Джеймс Эдвин Пиблс медленно встает из-за стола, идет к расположенной на противоположной стене книжной полке и берет с нее две пустые пластиковые бутылки^1.

Он дует над открытым горлышком более объемной из них. Комнату наполняет низкий дрожащий звук. Затем Пиблс подносит к губам бутылку меньшего размера. Мы слышим другой звук, гораздо более высокий. «Принцип тот же самый, – говорит Пиблс с характерной кроткой улыбкой на лице. – Каждому размеру соответствует своя предпочтительная частота, и наоборот».

Постойте! Но ведь за такое простое соображение не дают Нобелевскую премию!

Ну, если вы успешно примените его к звуковым волнам в новорожденной Вселенной, то могут и дать. Если это позволит доказать, что устойчивость галактик невозможна без таинственной темной материи. И если вы заложите основу современной стандартной космологической модели.

Итак, во вторник, 8 октября 2019 года, в пять часов утра Пиблсу позвонили из Шведской академии наук. Он разделил премию с двумя другими учеными, но при этом получил половину всей суммы – около 910 000 долларов США – «за теоретические открытия в области физической космологии». «Обалдеть!» – сказала его жена Элисон, услышав эту новость. Затем Пиблс совершил ежедневную полуторакилометровую прогулку от дома до кабинета на втором этаже Джедвин-холла, и его 84-летняя голова была полна беспорядочных мыслей.

Ведь Джим Пиблс и представить себе не мог, что станет космологом. Джимми родился в 1935 году в канадском городе Сен-Бонифас – сейчас это квартал Виннипега. Он любил мастерить всякие электрические штуковины, экспериментировать с порохом и был фанатом паровозов. Конечно, он выходил на улицу, чтобы посмотреть на безмолвный танец северного сияния на зимнем небе провинции Манитоба, и, разумеется, знал, как найти Полярную звезду. Но астрономия никогда не волновала его технический ум. Когда Пиблс впервые столкнулся с космологией в аспирантуре, она показалась ему «жутко нудной, надуманной и неправдоподобной», как он однажды сказал астроному Мартину Харвиту^2.

Все постепенно изменилось после его приезда в Принстон осенью 1958 года. Пиблс был аспирантом в исследовательской группе блестящего физика Роберта Дикке. По вечерам в пятницу Дикке устраивал семинары, на которых студенты, постдоки и профессора свободно обсуждали все интересовавшие их научные вопросы. Поначалу Пиблса смущали широкие познания других участников в области квантовой физики или общей теории относительности, но потом он стал дорожить этими неформальными встречами, и не только потому, что они порой заканчивались распитием пива. Увлеченность Дикке космологией оказалась заразительной.

Дэвид Уилкинсон (слева), Джеймс Пиблс (в центре) и Роберт Дикке (справа) в начале 1960-х годов рядом с созданным ими радиометром для исследования фонового реликтового излучения

В 1962 году Пиблc защитил диссертацию на тему возможного изменения электромагнитной силы со временем. Он остался в Принстоне, работая в должности постдока в сотрудничестве с Дикке и двумя другими постдоками, Дэвидом Уилкинсоном и Питером Роллом. На нечеткой фотографии 1960-х годов, которую он демонстрировал во время своей нобелевской лекции, Пиблс высокий и стройный, с темными прямыми волосами, в очках и исландском свитере. Путь от аспирантуры до торжественного приема в Стокгольме был очень долгим.

Карьера Пиблса как физика-космолога началась знойным днем летом 1964 года. На душном чердаке Физической лаборатории Палмера в Принстоне Дикке строил свои далеко идущие планы по поиску остатков излучения новорожденной Вселенной – первобытного пламени на миллионы градусов жарче, чем любой чердак. Ученые предполагали, что излучение от этого давнего события должно быть где-то рядом, надо только его найти. Уилкинсону и Роллу было поручено создать прибор для его обнаружения. «Итак, Джим, – сказал Дикке, – почему бы тебе не заняться лежащей в основе всего этого теорией?»

Пиблс понял, каким образом в результате взаимодействия раскаленной плазмы ранней расширяющейся Вселенной – смеси электрически заряженных частиц – с высокоэнергичным излучением получалась вязкая текучая среда – своего рода первичный «бульон», колебания которого имели вид своеобразных акустических (т. е. звуковых) волн чрезвычайно низкой частоты. Потом, примерно через 380 000 лет после Большого взрыва, когда температура Вселенной понизилась до уровня, допускающего образование нейтральных атомов, произошло разделение вещества и излучения: свойства каждого из этих двух компонентов перестали определять поведение другого. Теперь излучение смогло свободно распространяться во Вселенной, остывая и превращаясь в слабое фоновое реликтовое свечение – то самое, которое стремился зарегистрировать Дикке. При этом распределение материи осталось прежним с чередованием относительно разреженных и относительно более плотных областей, причем плотность в них была лишь слегка выше или, соответственно, ниже средней, и характерные расстояния между соседними разреженными и плотными областями определялись частотами исходных звуковых волн.

Как показал Пиблс на примере пластиковых бутылок, размер связан с частотой, и наоборот. Этот же самый принцип применим и ко всей Вселенной, и именно так возникла характерная картина так называемых барионных акустических осцилляций. Со временем материя в областях повышенной плотности конденсировалось в галактики. Именно поэтому галактики распределены в трехмерном пространстве не случайным образом: их больше там, где еще на заре Вселенной под действием акустических волн образовались наиболее плотные «наносы» вещества. Другими словами, современная крупномасштабная структура Вселенной сформировалась в результате событий, которые происходили вскоре после Большого взрыва.

Это сложный вопрос, и пока можно на время о нем забыть – мы вернемся к барионным акустическим осцилляциям в главе 17. Скажем только, что примерно к 30 годам Джим Пиблс смог задумываться о самых грандиозных вещах – может быть, не о жизни, но уж точно о Вселенной и обо всем на свете. Для этого совсем не обязательно ждать, пока исполнится 42 года [3].

При этом Пиблс совсем не расстроился, узнав, что радиоинженеры Арно Пензиас и Роберт Уилсон опередили Принстонскую группу и первыми обнаружили фоновое реликтовое излучение. Они сделали свое открытие в лаборатории Белла в расположенном неподалеку Холмдейле, штат Нью-Джерси, в 1964 году, всего через несколько месяцев после того, как Дикке собрал свою группу. После звонка с сообщением об этом открытии расстроенный Дикке сказал своим коллегам: «Увы, ребята, похоже, что нас обскакали!» Но Пиблс вспоминал, что его самого это известие воодушевило. Открытие Пензиаса и Уилсона означало, что Пиблс с коллегами занимались не просто умозрительными рассуждениями – предмет их изучения действительно существует.

Пиблс увлекся космологией, и с тех пор она стала постоянной темой его исследований. Вскоре он уже читал лекции по предмету, который когда-то казался ему жутко нудным и неправдоподобным. Его книга «Физическая космология» была опубликована осенью 1971-го, за год до присуждения Пиблсу звания полного профессора^3. Первое издание стоит у него на видном месте на книжной полке у стола рядом с фигуркой-трансформером Альберта Эйнштейна.

Физическая космология. На протяжении столетий – нет, даже тысячелетий – проблема происхождения и эволюции Вселенной считалась чем-то из области философии. Вселенная, стоящая на спинах слонов или гигантских черепах, божественное сотворение мира когда-то в очень далеком прошлом. Но туман мифических представлений стал наконец рассеиваться, уступая место научному поиску и физическим исследованиям. Космология стала чем-то осязаемым, доступным для детального анализа, понимания и восхищения. От нее можно было даже фанатеть – как от паровозов.

А теперь пронесемся на полстолетия вперед, и вот уже нобелевский лауреат Филлип Джеймс Эдвин Пиблс, высокий, в голубых джинсах и болотного цвета свитере, склонившись над монитором компьютера, снимает очки, чтобы лучше разглядеть мелкий шрифт на экране, просматривая старые научные статьи, чтобы вспомнить исторические подробности. За прошедшие 50 лет столько всего произошло. Так много загадок! Но главное – это постепенное осознание того, что нашей Вселенной, самим нашим существованием управляет таинственная субстанция. Нечто загадочное, что в отсутствие лучшего понимания мы называем темной материей. Выражаясь в духе сериала «Звездный путь», «Это материя, Джим, но не такая, какой мы ее знаем» [4].

Да, первые намеки появились еще в 30-х годах прошлого века. Но только в 1970-х и начале 1980-х годов темная материя действительно вышла на сцену подобно персонажу, который неожиданно для всех появляется в третьем акте и коренным образом меняет сюжет пьесы. «Есть многое в природе, друг Горацио, что и не снилось нашим мудрецам[5].

Подробности подождут (у нас впереди еще много страниц), но множество полученных в ходе исследований данных и результатов можно истолковать, только если считать, что Вселенная заполнена темной материей. Проведенные самим Пиблсом исследования скученного распределения галактик в пространстве еще до создания достаточно точных трехмерных карт уже наводили на некоторые выводы. Из теоретических расчетов, которые он выполнил совместно с принстонским астрономом Джереми Острайкером, получалось, что равновесие дисков галактик возможно, только если они окружены массивными гало из темной материи. Вскоре Вера Рубин и Кент Форд из вашингтонского Института Карнеги впервые убедительно (или не очень?) показали, что внешние области галактик вращаются гораздо быстрее, чем должны бы в отсутствие темной материи.

Наблюдения космического микроволнового фона – реликтового излучения новорожденной Вселенной – становились все более детальными, и оказалось, что его распределение однородное и гладкое, как кожа младенца. Именно под влиянием этого неожиданного результата Пиблс в 1982 году предложил свою модель холодной темной материи. Проблема вот в чем. Либо распределение горячей плазмы в ранней Вселенной чересчур гладкое и однородное, либо современная крупномасштабная структура космоса слишком «клочковатая». Нельзя совместить несовместимое: слабая сила тяготения, действующая в постоянно расширяющейся Вселенной, никогда не смогла бы превратить гладкое и однородное «там и тогда» в клочковатое «здесь и сейчас».

Разве только…

Разве только если темная материя представляет собой нечто очень странное. Новый тип элементарных частиц, восприимчивых к тяготению, но не восприимчивых к другим видам фундаментальных взаимодействий вроде электромагнитного или сильного. Никоим образом не взаимодействующих с пронизывавшим раннюю Вселенную горячим излучением. Из частиц, движущихся достаточно медленно – то есть, как выражаются физики, из элементарных частиц, достаточно «холодных», чтобы начать скучиваться, образуя зачатки будущего невидимого «каркаса» задолго до высвобождения фонового реликтового излучения. Космическая паутина из неведомого материала, который впоследствии привлек к себе обычные, старомодные атомы, из которых образовались наблюдаемые нами сейчас яркие галактики и скопления галактик. В общем, холодная темная материя.

Половину Нобелевской премии по физике 2019 года присудили именно за теоретические открытия в области физической космологии. Конечно же, за те 40 лет, что прошли после выдвижения Пиблсом гипотезы о холодной темной материи, теория стала горячей, просветляющей и невероятно продуктивной, и теперь это неотъемлемая часть так называемой конкордантной космологической модели. (О другой ключевой составляющей этой модели – темной энергии, не менее таинственной, чем темная материя, – речь пойдет в главе 16.) Но Пиблс не такой человек, чтобы этим хвастаться – у него есть все основания проявлять сдержанность.

Во-первых, по его словам, «настоящие» открытия важнее теоретических. Вторую половину Нобелевской премии по физике 2019 года получили астрономы Мишель Майор и Дидье Кело, которые в 1995-м обнаружили первую планету за пределами нашей Солнечной системы, обращающуюся вокруг звезды солнечного типа. Вот это действительно открытие. Или, например, обнаруженный в 2012 году бозон Хиггса, а также зарегистрированные в 2015-м гравитационные волны. В этих случаях ученые подтвердили то, что прежде было лишь гипотезой (пусть даже и хорошо обоснованной). Этого нельзя сказать о теории холодной темной материи.

Во-вторых, Пиблс – во всяком случае, какое-то время – был не настолько увлечен своей теорией, как другие физики. Так, на раннем этапе создания модели холодной темной материи он был не в восторге от энтузиазма, с которым ее встретили космологи. Он не относился к модели очень серьезно – во всяком случае, тогда. «Послушайте, ребята, я просто пытаюсь решить проблему однородности, и это самая простая модель из пришедших мне в голову, которая согласуется с наблюдениями. Почему вы считаете ее правильной? Я мог бы придумать и другие модели». И он придумал-таки. Некоторые из этих моделей вообще не нуждались в темной материи. Другое дело, что прочие модели не выдержали испытание временем. А вот модель с холодной темной материей выстояла.

В-третьих, Пиблс осознаёт ограниченность своей модели. Да, у нас есть эта замечательная теория – конкордантная модель, которая объясняет как свойства фонового реликтового излучения, так и распределение галактик во Вселенной. Но у нее полно слабых мест. Как разъяснил мне Пиблс, темная материя – это такой «костыль». Мы вынуждены мириться с этой дурацкой субстанцией, которую пришлось искусственно внедрить в нашу модель Вселенной. Мы нуждаемся в темной материи, но при этом не знаем, что это такое. Слишком много вопросов без ответов.

Это, конечно, вовсе не значит, что мы совсем ничего не знаем о темной материи. Ее проявления повсюду; мы рассмотрим их, каждое в отдельности, далее в этой книге. А изучение характера воздействия этой таинственной субстанции на окружающие объекты как минимум позволило немного продвинуться в понимании ее свойств.

И все же временами все это кажется фантастичным и неправдоподобным. Само по себе открытие чего-то нового на небе не особенно удивляет, но как могли мы не замечать 85 % всего гравитирующего вещества вокруг нас – а ведь именно это утверждают специалисты по исследованию темной материи? А что, если, как сказал мне Пиблс, это просто искусственная умозрительная конструкция для объяснения результатов наблюдений? Все эти астрофизические проявления можно считать убедительными свидетельствами, но как долго мы еще готовы ждать неопровержимого обнаружения? Насколько надуманно наше решение? Насколько гипотетична наша теория?

А что, если никакой темной материи вообще нет?

Признаюсь, что время от времени меня терзают сомнения. Темная материя, темная энергия, таинственная инфляционная стадия рождения Вселенной и в придачу еще и множественные вселенные – все это кажется слишком уж надуманным, притянутым за уши. Разве может природа быть столь безумной, коварной и жестокой? Или причина просто в недостатке воображения? В моей неспособности признать, что природа не обязана соответствовать моим ожиданиям? Может, я, как Питер Пэн, не хочу взрослеть и продолжаю верить в фею Динь-Динь, в простую понятную Вселенную, про которую мне рассказывали в детстве?

Дело в том, что меня совсем не пугает общая теория относительности Эйнштейна (хотя я ее и не до конца понимаю) или существование нейтрино. Если бы я жил в XIX веке и мне бы рассказали о теории относительности и ее следствиях – черных дырах, гравитационных волнах, искривлении пространства и замедлении времени – то смог ли бы я поверить этому в отсутствие убедительных доказательств? Если бы кто-то сказал мне, что огромное количество незаряженных частиц с почти нулевой массой – то есть нейтрино – ежесекундно проносятся сквозь мое тело со скоростью света, разве я не рассмеялся бы в ответ? Но созданная Эйнштейном в 1915 году теория была подтверждена спустя четыре года, а нейтрино были впервые обнаружены в 1956-м – как раз тогда, когда я родился. И то и другое – это части Вселенной, в которой я вырос. Вселенной, с которой я свыкся. Что же касается столь же парадоксальных новых причуд природы, то, может быть, я просто слишком консервативен.

И все же надо проявлять осторожность. Бывало, что ученые ошибались, и, вообще-то, довольно часто. Дорога к более точному пониманию Вселенной усеяна отвергнутыми теориями, и ученые цеплялись за неверные гипотезы дольше, чем те этого заслуживали. Дело в том, что научное сообщество консервативно. Даже столкнувшись с опровергающими свидетельствами, ученые скорее подправят существующую теорию для согласования ее с противоречащими ей данными, чем отправят ее на свалку. Если, конечно, не появится более успешная теория.

Например, после того, как голландский физик Христиан Гюйгенс в XVII веке опубликовал свою волновую теорию света, ученые долгое время полагали, что «пустое» пространство заполнено так называемым эфиром – средой, в которой, как считалось, распространяются световые волны. Когда выполненные впоследствии опыты дали результаты, противоречащие столь простым первоначальным представлениям, то физики не отвергли саму концепцию, а подправили ее так, чтобы она лучше согласовалась с наблюдениями. В итоге они загнали себя в тупик – получалось, что эфир должен представлять собой бесконечную прозрачную невязкую жидкость с нулевой плотностью, но при этом обладающую невероятной жесткостью. И только в 1905 году, когда благодаря специальной теории относительности Эйнштейна эфир стал ненужным, ученые отказались от него.

Нечто похожее произошло в конце XVIII века, когда химикам пришлось скрепя сердце признать, что нет такой вещи, как флогистон. Считалось, что этот огненный элемент выделяется при воспламенении горючих веществ. Вещество могло гореть, только пока оно было способно выделять флогистон. Прекращение горения при недостатке воздуха объясняли ограниченным количеством флогистона, которое было способно принять заданное количество воздуха. Эта привлекательная идея была выдвинута около 1700 года немецким химиком Георгом Шталем, и у нее было много приверженцев, даже когда в ходе опытов выяснилось, что некоторые металлы – например магний – после горения становились тяжелее, что очень странно, – ведь, согласно теории, при горении часть вещества должна была высвобождаться. Сторонники же теории флогистона просто заключили, что флогистон обладает отрицательной массой! Им пришлось признать свое окончательное поражение в 1783 году, когда французский химик Антуан Лавуазье убедительно показал, что горение – это химический процесс, для которого необходим кислород – элемент, чьи свойства только в то время начали понимать.

Наконец, я не могу удержаться от того, чтобы привести самый известный случай, когда ученые цеплялись за неверную теорию: это птолемеевская система эпициклов. Птолемей построил свою хитроумную геоцентрическую картину мира на основе двух вполне правдоподобных (во всяком случае, с точки зрения древних греков) предположений, а именно – что Земля находится в центре Вселенной и что небесные тела движутся с постоянной скоростью по идеальным окружностям. Согласно этой созданной во II веке нашей эры теории, каждая планета движется по малой окружности (эпициклу), пустой центр которой обращается вокруг Земли по гораздо большей окружности, называемой деферентом.

Для согласования с наблюдаемыми движениями планет на небосводе в птолемеевскую модель пришлось ввести большое количество эпициклов и дополнить ее некоторыми ухищрениями – например, допустить произвольное смещение центра деферента относительно центра Земли. И тем не менее эта сложная и громоздкая модель продержалась четырнадцать столетий, пока наконец Николай Коперник и Иоганн Кеплер не создали современную гелиоцентрическую картину мира, в которой планеты движутся вокруг Солнца с переменной скоростью по эллиптическим орбитам.

Ну вот мы и приехали. Никто и никогда еще непосредственно не наблюдал темную материю, но мы считаем, что она существует. И при этом следует постоянно помнить о наличии в наших аргументах неявных предположений и осознавать, сколько потребовалось всевозможных ухищрений и поправок, единственное назначение которых – удержание на плаву теории. Ну ведь не хочется, чтобы нас снова сбили с пути эпициклы, не так ли?

Эта мысль не дает покоя. То ли вокруг нас немерено темной материи, которая досадным образом прячется от современных сверхчувствительных приборов. То ли все эти ученые усердно гоняются за призраком.

Джим Пиблс не уверен, что мы когда-либо получим окончательный убедительный ответ на вопрос о темной материи или общей теории всего. И, по его словам, даже если мы придем к такому всеобъемлющему описанию природы, нет никакой гарантии, что мы сможем сравнить его с реальной Вселенной. С какой стати природа должна предоставлять нам какие бы то ни было свидетельства? Конечно, в прошлом удавалось найти необходимые для доказательства или опровержения теорий данные, но в будущем все может измениться. Весьма возможно, что мы выйдем на некий предел, когда требуемые свидетельства уже невозможно будет получить. Временами Пиблс приходит в ужас от мысли, что у нас будет полностью внутренне согласованная теория, которую мы будем не в состоянии проверить. Увы, нет никакой гарантии, что мы этого избежим.

Нет, Пиблс не слишком обескуражен тем, что может не дожить до решения проблемы темной материи. Он сказал в своей нобелевской лекции: «Я рад, что могу передать новому поколению много интересных научных загадок, которые сам не смог решить»4. За два месяца до этого в интервью главному редактору сайта Нобелевской премии Адаму Смиту Пиблс выразил надежду, что это новое поколение очень удивится, когда узнает, что же собой представляет темная материя. «Моя романтическая мечта состоит в том, что для нас это опять будет большой сюрприз»5.

Сотни блестящих молодых ученых в астрономических обсерваториях, лабораториях физики элементарных частиц и институтах космических исследований усердно трудятся, чтобы романтическая мечта Джима Пиблса стала былью. Они не просто готовы удивляться, но и стремятся к этому. И, разумеется, похоже, что темная материя – это всерьез и надолго. А теперь нам надо узнать, что это такое.

2. Подземные призраки

Дзюндзи Наганома, сидя за столом, глядит на графики и числа на мониторе компьютера. Можно подумать – ничего особенного. Но это не какой-нибудь обычный кабинет. Вокруг стола полно полок, контейнеров и стопок коробок. Наганома в защитном шлеме и куртке – температура не выше плюс 10 градусов, и сюда не попадает дневной свет. Его «кабинет» – это стометровой длины пещера, слабо освещенная прожекторами на сырых стенах, увешанных трубами и кабелями. Повсюду огромные инструменты, назначение которых с виду не поймешь. Пещера соединена с другими похожего размера пещерами служебными туннелями, настолько широкими, что по ним могут проехать грузовики. Весь комплекс расположен почти на километровой глубине в итальянских Апеннинах.

Добро пожаловать в Национальную лабораторию Гран-Сассо (Laboratori Nazionali del Gran Sasso) – самую большую подземную физическую лабораторию в мире^1. В зале B ученые и техники из 24 стран создают XENONnT – самый большой и самый чувствительный детектор частиц темной материи. Наганома – постдок из Японии – просматривает результаты испытаний инструмента, находясь в импровизированной «чистой комнате»; коробки набиты десятками готовых к установке хрупких фотоэлектронных умножителей, изготовленных в немецком университете. Во время моего посещения в конце 2019 года детектор XENONnT был уже почти готов^2. Сейчас, когда вы читаете эти строки, детектор уже работает, накапливая данные в поисках невидимой субстанции.

Астрономия издавна славится открытием новых объектов и явлений, о которых до этого ничего не знали. Со временем – особенно после изобретения телескопа немногим более 400 лет назад – список открытий стал гораздо длиннее. Астрономы открыли спутники Юпитера, новые планеты во внешней части Солнечной системы, невообразимое количество звезд, облака межзвездного газа и огромное множество галактик вроде нашей собственной. Но всех этих обитателей космоса можно разглядеть либо при помощи классических «оптических» телескопов, либо с помощью инструментов, регистрирующих рентгеновское, ультрафиолетовое или радиоизлучение, которое хоть и не воспринимается человеческим зрением, зато доступно для специально сконструированных камер.

А вот поиски невидимой сущности выглядят совсем иначе. Невидимые объекты можно обнаружить, только когда они оставляют какие-нибудь следы в видимом окружении, тем или иным образом изменяя его свойства или поведение. Я не вижу содержимого закрытой картонной коробки на чердаке, но знаю, что в ней что-то есть, потому из-за этого коробка тяжелая и ее трудно сдвинуть. Расположенный под столом магнит создает характерный узор железных опилок на поверхности стола. Герой написанного Гербертом Уэллсом в 1897 году научно-фантастического романа «Человек-невидимка» оставляет видимые всем окружающим следы на земле^3. Как говорится, не все так просто, как кажется на первый взгляд.

На больших масштабах во Вселенной влияние обычно осуществляется посредством тяготения – именно эта сила накладывает свой отпечаток, по которому ученые догадываются о присутствии чего-то невидимого. Влияние тяготения довольно легко обнаруживается из-за того, что гравитация – уникальная сила во Вселенной. Это единственная всегда притягивающая дальнодействующая сила. Чем больше масса, тем сильнее проявление тяготения. (В отличие от тяготения, действующая на заряженные частицы электромагнитная сила может быть как притягивающей, так и отталкивающей, и на больших масштабах эти эффекты, как правило, взаимно компенсируются.) Тяготение управляет движением планет, оно определяет строение галактик и эволюцию Вселенной в целом, ну и, разумеется, характер падения яблок с яблони, как в свое время заметил, отдыхая в саду, Исаак Ньютон, сформулировав свой закон всемирного тяготения в 1687 году.

Просто исследуя влияние тяготения, ученые обнаружили присутствие планеты Нептун, белого карлика – спутника звезды Сириус, внесолнечных планет и черной дыры в центре Млечного Пути – нашей Галактики. Подобно невидимке Гриффину, все эти объекты оставили выдавшие их присутствие гравитационные следы.

А что, если мы видим следы на земле, но не понимаем, что за невидимка их оставляет? Ну и пусть, зато теперь ясно, что он где-то тут, и если тщательно изучить следы, то можно довольно много узнать про этого невидимку. Так, например, астрономы способны из наблюдений звезды определить период обращения планеты вокруг нее, расстояние планеты от звезды (и, следовательно, температуру поверхности планеты) и даже получить представление о массе планеты. Сама планета при этом может остаться невидимой – достаточно измерения ее гравитационного воздействия.

Также и в лаборатории Гран-Сассо ученые пытаются узнать что-то о невидимых объектах, исследуя их наблюдаемые проявления. Но в данном случае проявления вызваны не силой тяготения. «Пещерные» ученые ищут частицы темной материи, которые – если они существуют, – конечно же, обладают массой, но их невозможно обнаружить по гравитационному влиянию. На масштабах отдельных частиц тяготение невероятно слабое. Его влияние проявляется только на больших масштабах при сложении сил притяжения большого множества частиц. Так что гравитационное притяжение отдельной частицы темной материи слишком слабо, чтобы его само по себе можно было заметить. Но элементарные частицы – в том числе и гипотетические частицы темной материи – обладают массой, а значит, и «пробивной силой». Поэтому возможно обнаружение отдельных частиц в редких случаях их столкновения с ядрами атомов «нормальной» материи – например, ксенона, который используется для этой цели в Гран-Сассо. При взаимодействии частицы темной материи с ядром атома ксенона возникает слабая вспышка света, которую ученые как раз надеются обнаружить. Именно для этого нужны фотоумножители.

Но в экспериментах вроде того, что проводится в Гран-Сассо, есть одна проблема. Дело в том, что в точности такие же вспышки возникают при столкновении атомного ядра с менее загадочными микроскопическими объектами – так называемыми частицами космических лучей. Космические лучи – это высокоэнергичные пришельцы из далекого космоса. Это в основном протоны – ядра атомов водорода. При попадании в атмосферу Земли они сталкиваются с атомами и молекулами азота и кислорода, порождая так называемые «атмосферные ливни» вторичных частиц, обрушивающиеся на поверхность нашей планеты.

При поисках взаимодействий с участием частиц темной материи эти вторичные частицы космических лучей являются источником шума в экспериментальных данных. А, как известно, если вокруг шумно, то трудно услышать, как упала иголка. И вот именно для этого и понадобился апеннинский известняк. Темное вещество легко проходит сквозь полуторакилометровый слой породы (ведь эта странная материя редко взаимодействует с обычным веществом – иначе ее давно бы обнаружили), а вот большинство частиц космических лучей – в основном это положительно заряженные мюоны – в нем застревают. Что касается взаимодействий элементарных частиц, то лаборатория Гран-Сассо – исключительно «тихое» место.

Замечательно. Но откуда взять средства на создание подземной лаборатории размером со средневековый замок и как ее построить и обслуживать? Еще в 1980 году физик-ядерщик Антонио Дзикики понял, за какие ниточки надо потянуть. Итальянские политики тогда обдумывали строительство автодорожного туннеля под Апеннинами, чтобы обеспечить возможность быстрого сообщения между Римом на побережье Тирренского моря и Адриатическим побережьем на востоке. Дзикики, бывший тогда президентом Итальянского института ядерной физики, предложил просто немного увеличить объем горных работ. Построенная рядом с туннелем большая подземная физическая лаборатория станет залогом лидерства Италии в этой области науки.

И все получилось именно так, как и задумал Дзикики. Строительство туннеля было завершено в 1984-м, а уже через год была основана лаборатория Итальянского института ядерной физики. В 1989 году в ней провели первый эксперимент по поиску – к сожалению, безуспешному – магнитных монополей, загадочных гипотетических элементарных частиц, оставшихся после Большого взрыва. В последующие годы лаборатория была расширена – теперь ее объем составляет целых 180 000 кубических метров и в ней работают около 1100 ученых со всего мира.

Туннель Гран-Сассо расположен к востоку от средневекового города Л’Акуила («Орел») – столицы итальянской области Абруцци^4. Автострада 24 (A24) пролегает от Рима до Л’Акуила среди очаровательных ландшафтов, пересекая такое количество национальных парков и заповедников, что ее еще называют «Дорогой парков» (Strada dei Parchi). Но при въезде в Л’Акуила сразу понимаешь, что у природных красот бывает и оборотная сторона. Апеннинские горы – геологический хребет Италии и сейсмоопасный район, а центр легендарного города был сильно разрушен в результате землетрясения силой 6,3 балла, которое случилось ранним утром 6 апреля 2009 года, вызвав гибель более 300 человек.

Восстановление Л’Акуила происходит очень медленно. Повсюду видны строительные краны, но многие старинные церкви требуют полной реставрации. Крутые булыжные мостовые забиты бетономешалками, тележками, повсюду лязг инструментов, стук молотков. Везде дорожные конусы и ограждения из лент. Большинство зданий стоят в окружении строительных лесов и закрыты фасадными сетками. Вид гнетущий, и я с трудом могу себе представить настойчивость и целеустремленность, необходимые для восстановления города, – и все это в ожидании очередного землетрясения. На этом фоне упорство специалистов по физике элементарных частиц, занятых поисками темной материи, кажется напрасной и непозволительной роскошью.

Рядом с историческим Fontana Luminosa – фонтаном с подсветкой, увенчанным двумя бронзовыми обнаженными женскими фигурами, я сажусь в машину к Ауке-Питеру Колейну, чтобы проехать оставшиеся 10 километров до расположенного на поверхности земли административного здания лаборатории на западном склоне массива Гран-Сассо. Колейн – технический координатор проекта XENONnT. А еще именно он придумал странное сокращенное название для эксперимента. В предыдущем эксперименте по регистрации темной материи в Гран-Сассо в качестве детектора использовался жидкий ксенон в количестве около одной тонны, и поэтому сам эксперимент получил название XENON1T. Но по поводу количества ксенона в новом эксперименте долгое время не было принято окончательного решения, и поэтому Колейн предложил назвать его XENONnT, где n означает любое число. В конце концов было решено использовать восемь тонн ксенона, но «навороченное» название так и осталось.

Колейн, высокий, худой обаятельный физик лет 50, совмещает работу в Нидерландском национальном институте субатомной физики, Амстердамском и Утрехтском университетах и лаборатории Гран-Сассо. В Италии большинство коллег зовут его просто Эй-Пи – его нидерландское имя трудно выговорить. После короткого посещения так называемого внешнего комплекса – нескольких кабинетов и лабораторий со столовой, где делают потрясающий эспрессо, мы с Колейном снова возвращаемся на A24, по которой въезжаем в туннель Гран-Сассо с восточной стороны. Через несколько минут мы оказываемся под 1400-метровым слоем горных пород, который обеспечивает надежную защиту от помех в виде частиц космических лучей. Но где же сама лаборатория?

Колейн сказал мне, что она расположена к северу от автострады и добраться до нее можно только по западному туннелю. Он следует к выходу на «заумную кольцевую развязку» – единственный путь назад к тоннелю и входу в подземный комплекс. Не очень-то приятно, если придется вернуться за забытой отверткой. Пройдя пост охраны и припарковав машину, мы продолжаем наш путь по пещере в специальной прочной обуви и защитных шлемах.

«Так вот где физики надеются найти разгадку тайны темной материи», – говорю я себе. Если их теории верны, то повсюду кругом призрачные частицы и осталось только их уловить.

В трех громадных пещерах, ориентированных перпендикулярно автодорожному туннелю, неожиданно тихо. В среднем в любой конкретный момент времени под землей работают около двух с половиной десятков человек, но комплекс настолько огромен, что их почти не замечаешь. Длина каждого из тускло освещенных залов составляет около 100 метров, ширина – 20 метров, а высота – 18 метров. Повсюду тихое гудение оборудования, время от времени прерываемое более громким тарахтением огромных вентиляторов и кондиционеров.

Гран-Сассо – это не один лишь XENONnT. Мы пробираемся между резервуарами эксперимента «Борексино» (Borexino) и останавливаемся, пораженные, перед Детектором большого объема (Large Volume Detector). Это два огромных комплекса для исследования нейтрино – неуловимых незаряженных элементарных частиц, которые могут играть ключевую роль в решении загадки темной материи (см. главу 23)5. Проходим мимо комплексов оборудования множества других физических экспериментов – некоторые из них довольно небольшие, но встречаются и размером с целый дом. У всех этих экспериментов хитроумные названия вроде CUPID, VIP, COBRA и GERDA, и на всех площадках идет работа: тут шипят клапаны, там подрагивает стрелка индикатора, повсюду стойки компьютерного оборудования и мигание светодиодных индикаторов^6.

Непонятные приборы, пугающая атмосфера, отсутствие людей – из-за всего этого подземная лаборатория напоминает покинутый пришельцами грузовой корабль или постапокалиптические руины секретной военной базы. И в самом деле, что подумают будущие археологи о наших целях и намерениях, когда спустя тысячи лет наткнутся на это странное место?

Наконец мы добираемся до площадки эксперимента XENONnT в зале B. Я уже видел, как все выглядит на фотографиях, но от этого впечатление не становится менее сильным. Совсем рядом с цилиндрическим резервуаром в глаза бросается прямоугольный трехэтажный пункт управления с футуристическими стеклянными стенами. На одной его стене возвышается лестница, а другая стена упирается в резервуар. Стеклянная конструкция кажется такой же прозрачной, как Вселенная для темного вещества. Криогенное оборудование, служащее для поддержания температуры жидкого ксенона на уровне минус 95 °C, расположено на верхнем этаже, операторная и системы регистрации данных – на втором, а очистительные устройства – на первом, и все это предназначено для регистрации таинственной субстанции, в самом существовании которой никто так до конца и не уверен.

Десятиметровой высоты резервуар укрыт огромной фотографией его содержимого, напечатанной на брезенте, из-за этого кажется, что резервуар прозрачный. В нем содержится 700 000 литров воды, в которой плавает собственно детектор. Детектор представляет собой другой контейнер, заполненный восемью тоннами свехчистого и очень холодного жидкого ксенона. На верхнем и нижнем концах контейнера расположены пластинки, к которым крепятся сотни высокочувствительных фотоэлектронных умножителей, их задача – уловить слабую короткую вспышку света, излучаемую при столкновении частицы темной материи с ядром атома ксенона. Для повышения вероятности регистрации вспышки внутренняя поверхность резервуара покрыта слоем тефлона, который очень хорошо отражает ультрафиолетовое излучение.

Эксперимент XENON в Национальной лаборатории Гран-Сассо в Италии. Слева – огромный заполненный водой резервуар, в котором расположен детектор, справа – пункт управления

Особого внимания требует предотвращение взаимодействий частиц, порождающих сигнал, похожий на тот, которого ученые ожидают от столкновения ядра ксенона с частицей темной материи. Даже слой горных пород толщиной 1400 метров не в состоянии со 100 %-ной надежностью задержать каждый мюон космических лучей, и одна частица из миллиона все же проникает на эту глубину. При взаимодействии мюонов с окружающей лабораторию породой образуются нейтроны, которые могут создавать помехи эксперименту, потому что, сталкиваясь время от времени с ядрами ксенона, порождают ультрафиолетовые вспышки, напоминающие вспышки от столкновения с частицами темной материи. Именно поэтому прибор помещен в большой резервуар с очищенной водой, которая эффективно поглощает нейтроны.

А есть еще и естественная радиоактивность – ядра тяжелых элементов постепенно распадаются с образованием более легких ядер, и в ходе этого процесса испускаются альфа-частицы, электроны и высокоэнергичные фотоны гамма-излучения. Все эти продукты распада порождают фоновый шум. Сквозь сварные швы резервуара с ксеноном постоянно проникают атомы радиоактивного радона. Следы радиоактивного криптона встречаются на нашей планете буквально повсюду с тех пор, как мы начали испытывать ядерные боеголовки и устанавливать их. А в промышленном ксеноне содержится очень небольшое количество радиоактивного трития. Чтобы свести нежелательное влияние этих примесей к минимуму, жидкий ксенон постоянно очищают с помощью огромной ректификационной колонны, расположенной в прозрачном сооружении рядом с резервуаром.

Метод детектирования (подробнее о нем мы расскажем в главе 18) был придуман в конце XX века. Эксперимент XENON был начат в 2001 году. Его автор – итальянский физик из Колумбийского университета Елена Априле, по словам Колейна, «очень своеобразный человек». В ходе этого постоянно расширяющегося международного проекта было создано несколько детекторов – каждый больше и чувствительнее предыдущего – начиная от первого трехкилограммового опытного образца и до современного восьмитонного исполина. Елена Априле все еще продолжает возглавлять проект.

Колейн также рассказал мне о большом конкуренте проекта XENONnT – эксперименте под названием LUX-ZEPLIN, который сейчас выполняется в Подземном исследовательском центре Сэнфорда (Sanford Underground Research Facility) в Южной Дакоте. Руководитель проекта, физик из Брауновского университета Ричард Гайтскелл, несколько лет работал в сотрудничестве с Априле в рамках эксперимента XENON, но в 2007 году эта совместная деятельность прекратилась. Большинство участвовавших в эксперименте XENON американских исследовательских групп перешли к Гайтскеллу, чтобы заняться созданием нового детектора. А есть еще и проект PandaX – масштабный эксперимент по поиску темной материи с помощью ксенонового детектора, проводимый в китайской подземной лаборатории Цзиньпин, – это еще один участник гонки с целью непосредственного обнаружения темной материи.

Несмотря на десятилетия тщетных поисков и потустороннюю атмосферу, посещение Национальной лаборатории Гран-Сассо вдохновляет и воодушевляет. Здесь, так же как и в немногих других подобного рода лабораториях, самые гениальные физики с помощью самых чувствительных в мире инструментов исследуют то, что считают самым распространенным и при этом самым таинственным компонентом Вселенной. Увлеченность этих ученых поражает, а их уверенность заразительна. Вне всякого сомнения, мы на пороге великого открытия – оно свершится в ходе эксперимента XENONnT или конкурирующих проектов, ну или, возможно, в результате менее масштабных экспериментов в лаборатории Гран-Сассо вроде DarkSide, CRESST, DAMA или COSINUS^7. Лишь бы упрямая частица показалась, пусть и на мгновение, оставив слабый, но обнаружимый след в каком-нибудь из наших навороченных приборов.

Или мы все же гонимся за химерами? А вдруг все наши усилия тщетны? Неужели нам не суждено достичь успеха потому, что никакой детектор не в состоянии зарегистрировать неуловимую частицу или потому, что такой частицы вообще нет? Наше однодневное пребывание в Гран-Сассо подошло к концу, мы направляемся к автомобилю, на котором выбираемся из туннеля на солнечный свет, и я спрашиваю Колейна, что он думает о возможности столь печального исхода, об отчаянном положении физики темной материи. Что, если он всю жизнь занимался безнадежным делом?

Удивительно, но мысль о возможности неудачи совсем не угнетает Колейна. Прежде всего, он не уверен в существовании темной материи. «Я поверю, только когда ее увижу», – сказал он мне. Колейном на самом деле движет не желание открыть частицу темной материи. Его скорее интересует решение технических проблем самого эксперимента – возможность создания невероятно «тихого» прибора, свободного от любого мыслимого внешнего или внутреннего шума. По его словам, создание детекторов вроде XENONnT будет полезно для науки независимо от результата. Новое поколение физиков учится идти до предела и отодвигать границы возможного. Для него главная награда – это удовольствие от работы с великолепной группой.

В тот вечер я ужинал вместе с Колейном и шестью участниками его группы, среди которых был Дзюндзи Наганома. Мы наслаждались ликером из гентианы, традиционным шашлыком из ягненка и местным вином монтепульчано в заведении под названием «Арростини Дивини» на виа Кастелло в Л’Акуила, неподалеку от сильно разрушенной средневековой церкви Санта Мария Паганика. Спустя более десяти лет после разрушительного землетрясения большинство зданий с черепичными крышами в центре пострадавшего города остаются незаселенными, но бары и рестораны процветают. Жители Л’Акуила не сдаются и готовы преодолеть даже самые большие трудности. Точно так же и молодые мужчины и женщины за столом – я их всех воспринимаю как мальчишек и девчонок – полны решимости преодолеть любые препятствия и справиться с любыми неудачами в их поиске решения одной из величайших загадок природы, стоящих перед человечеством. Первые серьезные свидетельства существования темной материи были обнаружены еще до их рождения, в 70-х годах прошлого века. Есть надежда, что они доживут до раскрытия этой тайны.

А вот первопроходцам не так повезло.

3. Первопроходцы

Якобус Корнелиус Каптейн умер 18 июня 1922 года – в тот самый год, когда он предположил, что темная материя является необходимым элементом строения и динамики Вселенной.

Ян Хендрик Оорт умер 5 ноября 1992 года, через 60 лет после того, как получил первую количественную оценку темной материи в плоскости Млечного Пути – нашей Галактики.

Фриц Цвикки умер 8 февраля 1974-го, через 41 год после обнаружения им первых свидетельств наличия огромного количества темной материи в далеком скоплении галактик.

Каптейн, Оорт и Цвикки были пионерами в этой области исследований. Они поняли, что во Вселенной есть нечто невидимое. Они очень серьезно и глубоко подошли к этой проблеме, и все трое так и умерли, не дождавшись ее решения. Тайна темной материи все так же преследует нас, подобно надоедливому вирусу, с которым мы как-то привыкли сосуществовать^1.

Конечно, тайны перестают быть тайнами. Сегодня нам трудно представить себе, как мало мы знали о Вселенной в конце XIX века. Было известно восемь планет, обращающихся вокруг Солнца. Астрономы открыли спутники и кольца планет, астероиды и кометы, но они не знали, как возникла Солнечная система. Ученые поняли, что Солнце – это всего лишь одна из миллиардов звезд, но не имели ни малейшего представления об источнике его энергии. Выдающиеся мыслители полагали, что солнечная энергия может быть результатом падения метеоритов или что наше пылающее светило медленно, но неуклонно сжимается и процесс этот сопровождается выделением энергии. Некоторые даже полагали, что на Солнце горит уголь.

Что касается всего, что находится за пределами Солнечной системы, то изучение этих объектов было на уровне коллекционирования марок. Данные в огромных каталогах ограничивались информацией о координатах, блеске, цвете и в отдельных случаях – расстояниях до звезд, и при этом было почти ничего не известно об их химическом составе, строении и эволюции – астрофизики тогда еще не существовало. И хотя благодаря упорству астрономов, которые вооружались все более крупными телескопами, были открыты тысячи тусклых и размытых «спиральных туманностей», похожих на знаменитую туманность Андромеды, истинная природа этих небесных объектов оставалась невыясненной. Некоторые считали их сравнительно близкими завихренными газовыми облаками, которые когда-нибудь сконденсируются в новые звезды. Другие полагали, что это огромные сборища звезд, удаленные от нас на миллионы световых лет.

Вот в такой Вселенной, в небольшой голландской деревне Барневелд 19 января 1851 года родился Якобус Каптейн^2. Он был 10-м из 15 детей в семье сурового и набожного школьного учителя. Каптейн сначала учился в школе-пансионе для мальчиков у своих родителей, а потом поступил в Утрехтский университет, где изучал математику и физику. Он несколько лет проработал в Лейденской обсерватории – старейшей университетской обсерватории в мире, а в 1878 году получил должность профессора в Гронингене.

Каптейн внес важный вклад в астрономию, хотя в то время в Гронингенском университете не было обсерватории. Он получил мировую известность как создатель первого в мире фотографического обзора неба в сотрудничестве с шотландским астрономом Дэвидом Гиллом, который с помощью 15-сантиметрового телескопа Кейптаунской обсерватории в Южной Африке сделал сотни снимков южного неба на фотографических пластинках. Эти пластинки были пересланы в Гронинген, где Каптейн в течение пяти с половиной лет вручную тщательно измерял положения 454  875 изображений звезд. Основанный на этих измерениях фотографический Кейпский обзор (Cape Photographic Durchmusterung) был опубликован в трех томах с 1896 по 1900 год.

Работая над созданием обзора неба, Каптейн заинтересовался строением и динамикой того, что он назвал «система светил»: расположением всех этих звезд в трехмерном пространстве и их движением. А совместная работа с Гиллом убедила его в важности и пользе международного сотрудничества в астрономии, особенно для такой небольшой страны, как Нидерланды. С 1908-го по 1914-й Каптейн ежегодно проводил три месяца на расположенной вблизи Лос-Анджелеса обсерватории Маунт-Вилсон, директор которой – знаменитый американский астроном Джордж Эллери Хейл – построил Каптейн-коттедж специально, чтобы принимать там Якобуса Каптейна и его жену Элизу во время их длительных приездов. (Этот коттедж сохранился до наших дней, и его даже можно арендовать.)

Время было действительно потрясающее. В 1908 году завершилось строительство 60-дюймового телескопа обсерватории Маунт-Вилсон, и местный предприниматель Джон Д. Хукер выделил средства на создание 100-дюймового инструмента, который должен был впервые увидеть свет [6] в 1917 году. Обсерватория Маунт-Вилсон была астрономической Меккой, ее огромным телескопам было суждено раскрыть многие тайны Солнца, звезд и Вселенной.

А тайн хватало. Например, в 1912 году Весто Слайфер из обсератории Лоуэлла во Флагстаффе (штат Аризона) обнаружил, что большинство спиральных туманностей удаляются от нас с невероятно высокими скоростями, и никто не понимал почему. Быть может, 100-дюймовый телескоп наконец позволит выяснить истинную природу этих странных туманных вихрей?

После возвращения в Гронинген и затем уже в Лейдене Каптейн занялся дальнейшим развитием своих идей о Вселенной. Он заключил на основании исследования распределения звезд, что мы живем в более или менее линзовидной «агломерации» из почти 50 миллиардов звезд поперечником около 45 000 световых лет. И, как он считал, это все. За пределами этого сборища светил – нашей Галактики Млечный Путь – нет ничего, кроме пустого пространства. Он был твердо убежден, что таинственные спиральные туманности – всего лишь одни из обитателей этой «вселенной Каптейна». И теоретически не исключалась возможность существования и других, невидимых «обитателей» – темной материи.

Каптейн первым предложил картину Млечного Пути с оценкой его размеров и формы и роли темной материи. Сделал он это в свой знаменитой статье, опубликованной в The Astrophysical Journal в мае 1922 года. Каптейн скромно назвал ее «Первая попытка [создания] теории расположения и движения [объектов] звездной системы», но если задуматься, то попытка была далеко не скромная^3. Человек, родившийся по астрономическим меркам всего мгновение назад на крохотной планете, обращающейся вокруг неприметной, заурядной звезды, пытается постичь строение всего сущего и всего, что когда-либо существовало. Очень неслабо.

Что касается темной материи, то Каптейн вслед за лордом Кельвином понял, что если изучить движения звезд и применить к ним закон всемирного тяготения Ньютона, то можно определить распределение массы в «звездной системе»4. Ведь гравитация – это великий хореограф, управляющий динамикой Вселенной. Но, согласно первым грубым оценкам, полученным Каптейном и британским астрономом Джеймсом Джинсом, силы тяготения одних лишь видимых звезд недостаточно для объяснения звездных движений. В многословном резюме своей 26-страничной статьи Каптейн это сформулировал следующим образом: «Можно полагать, что, когда теория будет усовершенствована, количество темной материи можно будет определить по ее гравитационному влиянию». А еще он написал в статье: «Значит, у нас есть способ оценки массы темной материи во Вселенной»5.

Да, способ есть. А вот точного ответа пока нет. Каптейн так и не успел усовершенствовать свою теорию. Он умер в Амстердаме в 71 год, через шесть месяцев после опубликования его эпохальной статьи.

Смерть всегда преждевременна, но в данном случае особенно печально, что старуха с косой не задержалась на десяток лет – особенно если вспомнить про огромное количество полученных в то время в астрономии результатов. Всего через 16 месяцев после кончины Каптейна Эдвин Хаббл (в честь которого назван знаменитый космический телескоп) установил, что спиральные туманности – это на самом деле «островные вселенные», то есть галактики, расположенные далеко за пределами Млечного Пути. Спустя шесть лет Милтон Хьюмансон и другие астрономы, в том числе Хаббл и бельгийский космолог Жорж Леметр, на основе полученных Слайфером данных исследовали скорости удаления от нас этих других галактик и пришли к выводу, что мы живем в расширяющейся Вселенной. А в 1932 году ученик Каптейна Ян Оорт продолжил дело своего учителя и заключил, что в плоскости Млечного Пути содержится большое количество темной материи. Каптейну бы это очень понравилось.

На протяжении 20-х годов прошлого века астрономы установили (главным образом благодаря усилиям Харлоу Шепли), что наша Галактика гораздо больше и имеет намного более плоскую форму, чем вселенная Каптейна, – она скорее напоминает лаваш, а не сдобную булочку, – и что Солнце с Землей удалены от ее центра на расстояние около 25 000 световых лет. А еще Оорт сумел в 1927 году доказать, что Млечный Путь вращается и что скорость его вращения больше вблизи центра и меньше у краев. Усредненное движение составляющих его звезд управляется тяготением всей системы в целом.

Оорт был одним из величайших астрономов XX века. Он был основателем радиоастрономии и внес большой вклад в понимание многих явлений и объектов, включая вращение нашей Галактики, взрывы сверхновых, сверхскопления галактик и происхождение комет^6. Оорт родился 28 апреля 1900 года и вырос в расположенной неподалеку от Лейдена деревне Устгест. В 1917 году он решил изучать физику и астрономию в Гронингене, расположенном в 200 километрах к северу от Лейдена. Это стоило того, потому что, как сказал Оорт, «там был Каптейн». На протяжении всей своей долгой жизни Оорт не переставал восхищаться своим учителем и его трудами. Оорта – блестящего студента, да к тому же еще и любителя гребли и конькобежца – особенно интересовали высокоскоростные звезды – редко встречающиеся в Млечном Пути «экстремалы», которые бешено носятся среди прочих, еле ползущих звезд. Опять сплошная динамика – совсем как у самого Каптейна. Это и стало темой диссертации, которую Оорт защитил в 1926 году^7.

В сентябре 1922 года, вскоре после смерти своего учителя, Оорт перебрался в Йельский университет, где работал вместе с американским астрономом Фрэнком Шлезингером. Затем, в 1924 году, он вернyлся в Нидерланды, где и осел. Вся оставшаяся профессиональная жизнь Оорта прошла в Лейденской обсерватории, где он, в частности, выполнил свои пионерские исследования вращения Млечного Пути – нашей Галактики. Результатом этих исследований стала упомянутая выше статья 1932 года, опубликованная в журнале Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands под непритязательным названием «Сила, создаваемая звездной системой в направлении, перпендикулярном плоскости Галактики, и некоторые смежные проблемы»8. Впоследствии она стала известна просто как статья о темной материи.

Это трудночитаемая статья на 38 страницах со множеством таблиц, графиков и уравнений. Оорт в основном применяет описанные за 10 лет до него Каптейном методы и приходит к выводу, что в плоскости Млечного Пути содержится большое количество невидимой массы – о чем уже ранее догадывались Джинс в 1922 году и шведский астроном Бертил Линдблад в 1926-м.

Суть оригинального подхода Оорта состояла в изучении движений звезд в вертикальном направлении, то есть в направлении, перпендикулярном плоскости Галактики. На основе характеристик этих движений он смог оценить количество гравитирующего вещества в галактической плоскости. Звезды обращаются вокруг центра Галактики – например, Солнце совершает один оборот по галактической орбите за 225 миллионов лет. Но кроме этого звезды также медленно скачут вверх-вниз подобно лошадкам на карусели. Именно эти движения обеспечивают поддержание вертикальной протяженности («толщины») Млечного Пути на уровне около 1000 световых лет. Сила тяготения не дает большинству звезд слишком удаляться от плоскости – расположенная непосредственно вблизи плоскости масса видимой и невидимой материи притягивает отлетающие звезды обратно.

Изучив вертикальное распределение звезд в окрестностях Солнца и измерив их скорости в вертикальном направлении, можно вычислить местную плотность материи в плоскости Галактики. А сравнение этой плотности с количеством видимых звезд и оценкой их масс позволяет получить представление о количестве темной материи.

Полученная Оортом оценка местной плотности вещества составляет всего 0,0000000000000000000000063 грамма на кубический сантиметр (6,3 × 10–24 г/см^3) плюс-минус 20 %. Это исключительно малая величина – ведь Вселенная состоит в основном из пустоты. И все же это примерно в три раза больше суммарной массы звезд и облаков межзвездного газа. Оорт обнаружил, что в Галактике вещества гораздо больше, чем мы видим, что свидетельствует о значительном количестве темной материи. Он также пришел к выводу, что распределение темной материи отличается от распределения видимого вещества. Как Оорт отметил в резюме своей статьи, «есть признаки того, что невидимая масса концентрируется к галактической плоскости сильнее, чем видимые звезды».

Оорт опубликовал свою статью в нидерландском журнале, и, хотя она была написана на английском языке, внимание на нее обратили далеко не сразу. Правда, швейцарско-американский астроном Фриц Цвикки, по-видимому, был знаком с ней в 1933 году, когда обнаружил огромное количество темной материи в скоплении галактик в созвездии Волосы Вероники. Статья Цвикки, опубликованная в другом малоизвестном европейском журнале, вышла через год после статьи Оорта, но представленные в ней свидетельства были более убедительными и тревожными. Вообще-то результаты Цвикки оказались настолько из ряда вон выходящими, что большинство астрономов предпочли попросту не замечать их в надежде, что проблема как-нибудь сама рассосется. На протяжении нескольких десятилетий открытие темной материи Фрицем Цвикки оставалось чем-то вроде невидимого слона в космологическом доме.

Цвикки родился 14 февраля 1898 года в Варне, на черноморском побережье Болгарии^9. Но его родители были гражданами Швейцарии, и с шести лет он жил со своими дедом и бабушкой в деревне Гларус в восточной части Швейцарских Альп. Цвикки учился по специальностям «математика» и «физика» в Швейцарской высшей технической школе (Политехникуме) в Цюрихе – том самом институте, где Альберт Эйнштейн в 1900 году получил диплом преподавателя. В 1925 году Цвикки перебрался в Калифорнийский технологический институт (КАЛТЕХ), где работал ассистентом Роберта Милликена – выдающегося специалиста по физике твердого тела, который двумя годами ранее был удостоен Нобелевской премии. Правда, вскоре Цвикки потерял интерес к физике твердого тела и стал заниматься астрономией. КАЛТЕХ в Пасадене располагался прямо у подножия обсерватории Маунт-Вилсон, где на телескопах работали ученые мирового класса. Вскоре Цвикки оказался в компании самых выдающихся астрономов того времени – Хейла, Хаббла и Вальтера Бааде. Блестящий и решительный бунтарь Цвикки тоже стал звездой астрономии.

В своей опубликованной в 1933 году работе Цвикки использовал важнейший наблюдательный метод – измерение красных смещений. Красное смещение – это небольшой сдвиг длин волн, наблюдаемый у быстро удаляющихся от нас источников света. Чем быстрее удаляется от нас объект, тем более красным он выглядит. Это эффект Доплера, с которым все мы сталкиваемся, когда мимо проносится машина с сиреной. Сам тон издаваемого сиреной звука не меняется, но, пока машина приближается, мы слышим более высокий звук (с более короткой длиной волны), а после того, как машина промчится мимо и начнет удаляться, тон воспринимаемого нами звука сменяется на более низкий (с большей длиной волны). Воспринимаемое нами изменение длины волны пропорционально скорости, с которой машина приближается к нам или удаляется от нас. Аналогичным образом ведут себя и волны света: если источник движется к нам, то его излучение воспринимается как более коротковолновое (то есть более «голубое»), а удаляющийся от нас источник света выглядит слегка краснее.

К началу 30-х годов XX века астрономы измерили красные смещения нескольких десятков галактик. К их удивлению, значения красного смещения – и соответствующие скорости удаления – оказались больше для более далеких галактик. Этот замечательный факт навел Хаббла и Леметра на мысль, что причина увеличения космических расстояний не в том, что галактики разбегаются от нас, а в расширении самого пространства, увлекающего вкрапленные в него галактики.

Хотя сама мысль о расширяющейся Вселенной Цвикки вначале крайне не нравилась, он потратил много времени на изучение красных смещений галактик. В скоплениях галактик (огромных сборищах из многих сотен галактик, расположенных в одной области пространства) все их члены удаляются от нас – расстояние до скопления увеличивается вследствие расширения Вселенной. Но галактики в скоплении еще и движутся относительно друг друга подобно пчелам в рое. Поэтому скорости их удаления немного различаются. Некоторые движутся к нам – скорости их удаления (и, следовательно, их красные смещения) чуть меньше скорости удаления (и, соответственно, красного смещения) всего скопления в целом. Другие члены движутся в противоположном направлении, и поэтому скорости их удаления от нас (и, соответственно, красные смещения) оказываются слегка больше средних значений для всего скопления. Наблюдаемый разброс красных смещений галактик дает представление о движениях галактик внутри скопления, и ему соответствует определенный разброс скоростей. И в этом случае такие движения также определяются тяготением скопления как целого подобно тому, как движения звезд в нашей собственной Галактике определяются ее массой.

Скопление галактик Волосы Вероники, где Фриц Цвикки нашел свидетельства существования темной материи

На основе анализа данных, полученных другими астрономами на 100-дюймовом телескопе обсерватории Маунт-Вилсон, Цвикки оценил количество галактик в скоплении в созвездии Волосы Вероники. Исходя из предположения, что масса каждой галактики составляет миллиард солнечных масс, он вычислил, что суммарная масса видимого вещества в скоплении Волосы Вероники должна составлять около 1,6 × 10^45 граммов. В этом случае, учитывая размер скопления, разброс скоростей должен был составлять около 80 км/с.

Но разброс скоростей восьми достаточно ярких галактик скопления, чтобы можно было определить их красные смещения, оказался гораздо больше – около 2500 км/с. Это намного больше оценки «скорости убегания» из скопления. Другими словами, сила притяжения 1,6 × 10^45 граммов вещества скопления недостаточна для удержания объектов, несущихся с такими скоростями. Чтобы галактики не разлетелись, суммарная масса скопления должна быть больше. Намного больше.

Цвикки написал по этому поводу: «Чтобы обеспечить [наблюдаемый разброс скоростей], средняя плотность в системе Волосы Вероники должна быть как минимум в 400 раз выше оценки, полученной на основе наблюдения видимого вещества». «Если это подтвердится, то отсюда следует неожиданный вывод – плотность темной материи [в оригинальном немецком тексте – dunkle Materie] намного превышает плотность видимой материи». Цвикки опубликовал свое элегантное и пугающее исследование в швейцарском журнале Helvetica Physica Acta^10. Название статьи можно перевести как «Красные смещения внегалактических туманностей» без намека на содержащееся в нем неожиданное открытие.

Поистине неожиданное, если не сказать неправдоподобное. Якобус Каптейн полагал, что во Вселенной может быть некоторое количество невидимой материи. Ну, допустим. Ян Оорт установил, что количество темной материи в плоскости нашей Галактики примерно в два раза превышает количество видимого вещества. Несколько неожиданно, но все же не полный бред. И вот теперь Фриц Цвикки утверждает, что сияющие звезды и туманности – это в лучшем случае какие-то жалкие 0,25 % всего содержащегося во Вселенной вещества. Неудивительно, что мало кто из астрономов обратил внимание на этот результат – уж слишком он казался неправдоподобным. К тому же в то время само представление о скоростях удаления и расширении Вселенной было очень непривычным. Ведь у этой, по словам Цвикки, «пока еще не решенной проблемы» (noch nicht geklartes Problem) должно было найтись более удовлетворительное решение.

Спустя почти 90 лет проблема темной материи все так же остается нерешенной. Со временем она даже еще больше усложнилась. Так, Каптейн, Оорт и Цвикки полагали, что темная материя может состоять из очень тусклых карликовых звезд или несветящихся облаков холодного газа, но теперь мы в курсе, что она никак не может быть образована из привычных элементарных частиц – это материя, Джим, но не такая, какой мы ее знаем. И хотя первые количественные результаты, касающиеся темной материи, были опубликованы в небольших журналах и не вызвали всеобщего удивления, теперь эта тема не сходит со страниц научных изданий, ею занимаются сотни астрофизиков, космологов и специалистов по физике элементарных частиц.

Конечно, Каптейн так и не узнал обо всем этом. Он умер в 1922 году – теперь это считается предысторией космологии. Его идеи об устройстве Вселенной были революционными, но, как мы теперь знаем, в основном они оказались совершенно неправильными.

У Цвикки тоже были ошибки, хотя астрономы и не сразу это поняли. Измерения красных смещений 30 галактик в скоплении галактик в Деве, выполненные в 1936 году астрономом обсерватории Маунт-Вилсон Синклером Смитом, подтвердили опубликованный Цвикки в 1933-м первоначальный вывод о невероятном количестве темной материи в скоплениях галактик. Выполненное Цвикки в 1937 году более подробное исследование скопления Волосы Вероники также подтвердило предыдущие результаты^11. Цвикки изложил эти и другие данные в своей монографии «Морфологическая астрономия», вышедшей в 1957 году^12. Но теперь мы знаем, что Цвикки недооценил количество галактик в скоплении, а также среднюю звездную массу этих галактик. Кроме того, его оценка расстояния до скопления галактик Волосы Вероники оказалась завышенной, и это заставило усомниться в надежности полученных Цвикки результатов.

Но даже после учета сделанных Цвикки ошибок оценки «видимой» и «динамической» масс скоплений галактик вроде скопления Волосы Вероники различались примерно в сто раз. Даже после обнаружения в начале 70-х годов XX века в скоплениях галактик огромного количества излучающего в рентгеновском диапазоне горячего межгалактического газа оценки динамической и видимой массы все еще различаются примерно в 10 раз. Так что, когда Цвикки в 1974 году скоропостижно скончался от сердечного приступа, его 42-летняя nicht geklartes Problem осталась нерешенной.

А что с третьим первопроходцем? После Второй мировой войны Оорт стал директором Лейденской обсерватории и продолжил свои исследования в самых разных областях. В конце 50-х годов XX века он вернулся к проблеме темной материи в плоскости нашей Галактики. Анализ более качественных данных привел практически к тем же выводам, которые были получены им в 1932 году. Он опубликовал статью с изложением новых результатов в 1960 году в журнале Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands^13.

Но результаты Оорта не выдержали проверку временем. В конце 1980-х годов бельгийский астроном Коэн Кёйкен и его научный руководитель Джерри Гилмор из Кембриджского университета обратили внимание на систематические ошибки в работе Оорта. Дело в том, что Оорт был вынужден опираться на данные наблюдений звезд-гигантов определенного типа – только они были достаточно яркими для измерения скоростей имевшимися в то время средствами^14. К сожалению, оценка истинных светимостей и, следовательно, расстояний этих так называемых К-гигантов оказалась очень трудной задачей. К тому же, как мы теперь знаем, они на самом деле не могут считаться характерными представителями населения тонкого галактического диска. Оба эти обстоятельства повлияли на полученные Оортом выводы.

Кёйкен и Гилмор выполнили более тщательный анализ на основе своих наблюдений около 800 более «обычных» звезд с помощью нового и очень эффективного многообъектного спектрографа 3,9-метрового Англо-австралийского телескопа в Кунабарабране в австралийском штате Новый Южный Уэльс. Кёйкен и Гилмор опубликовали полученные результаты в трех статьях в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society и пришли выводу, что «имеющиеся данные… не свидетельствуют о наличии в галактическом диске неучтенной массы»15.

К этому времени астрономы установили, что наша Галактика окружена более или менее сферическим протяженным гало из темной материи (мы вернемся к этому вопросу в следующей главе). Но, по-видимому, в плоскости нашей Галактики нет сколько-нибудь значительного количества темной материи. Оорт ошибался.

Где-то в 1988 году Кёйкен организовал в одной из аудиторий Лейденской обсерватории коллоквиум, посвященный их с Гилмором исследованиям. Среди слушателей был ослабевший и оглохший Ян Оорт, чей слуховой аппарат был чуть ли не непосредственно подключен к микрофону Кёйкена. Новые результаты очень заинтересовали его, и Оорт послал письмо, где выразил свое восхищение достижениями молодого астронома, который в 2002 году перебрался в Лейден и с 2007-го по 2012-й занимал должность научного директора обсерватории. Даже на закате жизни Оорт продолжал живо интересоваться достижениям Кёйкена, его современников и последователей. Когда я брал интервью у Оорта в 1987 году, он размышлял о том, что «для обнаруживаемых на больших масштабах во Вселенной огромных количеств темной материи, возможно, потребуется некое совершенно новое объяснение… Но пока что я не имею понятия, где же искать [решение] этой проблемы»16.

И никто другой тоже не имел понятия. Оорт умер в ноябре 1992 года – ровесник века, который он прожил, оставив столь значительный след. За два года до этого был запущен космический телескоп «Хаббл», но в то время он еще давал нечеткие изображения из-за небольшого дефекта формы главного зеркала; астрономы только что получили первые подробные спутниковые измерения распределения фонового реликтового излучения, а специалисты по физике элементарных частиц начали экспериментировать с ксеноновыми детекторами. Это было преддверие золотого века исследований темной материи.

И все жe, несмотря на огромные достижения последних 25 лет, ученые в наши дни все так же продолжают идти на ощупь, как почти за 100 лет до них Каптейн, когда он ввел в англоязычную научную литературу сам термин «темная материя».

Когда же мы наконец получим ответ на самую большую загадку Вселенной?

4. Эффект гало

“

Мой муж говорит, что темная материя – это реальность, не просто выдумка подрастающих компьютеров, он может доказать, что она существует, что она повсюду создает незримое гало вокруг любого объекта и силой гравитации как-то не дает всему развалиться[7]

”

Эти шесть первых строк стихотворения «Темная материя и темная энергия», написанного в 2015 году признанным поэтом Алисией Острайкер, замечательно и кратко характеризуют суть ранних работ ее мужа, астрофизика-теоретика Джереми Острайкера. Оба они пытались охватить мыслью загадку: Алисия – тщательно выводя строки на белом листе, а Джерри – лихорадочно записывая на доске уравнения. Пока что ни один из этих подходов не привел к успеху. Как написано в девятой строке стихотворения, «Мы не знаем, что это, но знаем, что оно реально»1.

Джерри Острайкер спешил. Он собирался на конференцию, посвященную рождению черных дыр, до начала которой оставалось меньше часа. Рассказать про загадки! Но ведь времени вполне хватит, чтобы обсудить его работы 1970-х годов, посвященные гало из темной материи, не так ли? В небольшом аккуратном рабочем кабинете на 11-м этаже корпуса Пьюпина в Колумбийском университете Острайкер с ходу начинает свой рассказ, сопровождаемый уравнениями, которые он тут же пишет на листке в блокноте. Время от времени он подходит с мелом в руке к висящей на стене доске, чтобы пояснить свои соображения при помощи формул и наспех набросанных графиков^2.

Невысокий, лысеющий, дружелюбный и при этом напористый человек восьмидесяти с небольшим лет, и да – спешащий. Острайкер мечтает дожить до решения загадки или даже сам его найти. Последние пару лет он был увлечен идеей «размытой» темной материи (подробнее о ней рассказывается в главе 24). Идея, пожалуй, сумасшедшая, но пока никто не смог ее опровергнуть. По словам Острайкера, шанс, что она окажется верной, около 50 %. Но на подробные объяснения уже нет времени – «Почитайте мою статью».

Это забавно, потому что в 50-х годах прошлого века астрономия для него была далеко не на первом месте. Острайкер изучал химию и физику. Но, прочтя в журнале Fortune статью о великом астрофизике Субраманьяне Чандрасекаре, он решил подать заявление в аспирантуру Чикагского университета – знаменитый индийско-американский ученый работал там в Йеркской обсерватории, занимаясь теоретическими исследованиями эволюции звезд и при этом еще был редактором престижного журнала Astrophysical Journal.

Чандрасекар наиболее известен своими работами, посвященными белым карликам – сверхплотным звездам, примерно равным по массе Солнцу и при этом по размеру сравнимым с Землей. Через несколько миллиардов лет, в конце своей жизни, наше Солнце сожмется, превратившись в такой же странный компактный объект, у которого масса каждого кубического сантиметра будет сравнима с массой целого внедорожника. Сжатие Солнца будет сопровождаться очень сильным ускорением его вращения. Главная тема диссертации Острайкера – это устойчивость таких быстровращающихся белых карликов. Если белый карлик раскрутится до достаточно большой скорости, то он начнет терять массу, разваливаться или что? Острайкер все еще продолжал биться над проблемой устойчивости, когда перебрался в Кембриджский университет на должность постдока под руководством астрофизика Дональда Линден-Белла. Это было в середине 1960-х годов. Стивен Хокинг тогда еще был студентом Кембриджского университета.

Разумеется, как это часто бывает в астрономии, устойчивость вращающейся звезды невозможно проверить в лаборатории. Задачу не получится решить с достаточной степенью подробности аналитически, с помощью изящной системы уравнений. Острайкер был вынужден применить численные методы и компьютерное моделирование. Это все кажется простым в наше время, но тогда компьютер занимал несколько комнат, не было стандартных языков программирования, а тексты программ приходилось вводить вручную, пробивая отверстия в бумажной ленте. Только в 1968 году программа Острайкера наконец правильно заработала. К этому времени он возвратился в США, где работал в Принстонском университете. С 1968 по 1973 год Острайкер в тесном сотрудничестве с Питером Боденхаймером и другими астрофизиками опубликовал по меньшей мере восемь статей под названием «Быстровращающиеся звезды»3.

Ну и каков же ответ? Что происходит с белым карликом или вообще любой звездой, если она слишком быстро раскрутится? Мы возвращаемся в кабинет Острайкера, и он снова принимается выписывать уравнения. Угловой момент. Момент инерции. Вязкость. Потенциальная энергия. Довольно сложно, если пытаться все учесть. Но результат всегда один: сначала звезда сплющивается в направлении полюсов подобно земному шару или любому другому вращающемуся телу. Но потом происходит нечто необычное. При дальнейшем увеличении скорости вращения форма звезды меняется. Она становится вытянутой – она больше не похожа на осесимметричную тыкву, а скорее походит на кувыркающуюся гантель. И в какой-то момент звезда разделяется на две.

Я не очень дружу с уравнениями. Мне трудно понять то, что для Острайкера – «простая физика». Но когда он объясняет простыми словами, до меня доходит. Вращающиеся объекты с большим угловым моментом чувствуют себя уютнее, если они вытянуты, как шоколадные батончики, и кувыркаются, как жезл тамбурмажора. Острайкер взглянул на часы. Мы еще не начали говорить про гало галактик, но уже почти у цели. Разве такое предпочтение удлиненной форме бывает только у звезд? А что с дисковыми галактиками вроде нашей собственной?

Когда Острайкер работал в Принстонском университете, его кабинет располагался в Пейтон-холле – это совсем рядом с Джадвин-холлом, где Джим Пиблс занимался изучением фонового реликтового излучения и космологическими исследованиями. Джим и Джерри замечательно находили общий язык, обсуждая такие разные проблемы, как первичный нуклеосинтез, пульсары, крупномасштабная структура Вселенной, космические лучи и программирование. Ну и, конечно же, устойчивость спиральных галактик.

Пиблс и сам занимался численными расчетами, поскольку его интересовали гравитационные эффекты темной материи в скоплениях галактик. В то время в Принстонском университете не было достаточно мощных компьютеров для выполнения таких расчетов, и поэтому в 1969 году Пиблс провел целый месяц в Лос-Аламосской национальной лаборатории в штате Нью-Мексико, чтобы воспользоваться сверхмощными компьютерами министерства энергетики США. Тогда Пиблс был еще канадским гражданином и поэтому в Лос-Аламосе находился под постоянным надзором секретаря, который присматривал за ним, читая книгу, чтобы ученый не помешал выполнению секретных программ – ведь это была государственная лаборатория, где велись работы по созданию вооружений.

Моделирование галактики на компьютере – дело довольно простое. Начинаем с начального распределения «пробных частиц», каждая из которых обладает определенной массой. На основании закона всемирного тяготения Ньютона для каждой частицы рассчитываем суммарную силу гравитационного притяжения ее остальными частицами. Потом вычисляем место, где каждая частица окажется через определенное время под действием этой суммарной силы. Таким образом получаем новую конфигурацию, которая служит исходной для очередного шага вычислений. Чем больше пробных частиц и чем короче шаг по времени, тем точнее и надежнее результаты моделирования, но, к сожалению, тем больше затраты машинного времени.

Мне это хорошо знакомо. В начале 80-х годов прошлого века я написал простую программу на бейсике для своего нового восьмибитного персонального компьютера Commodore 64. Это была программа для моделирования гравитационного хаоса, порождаемого столкновением двух вращающихся дисковых галактик, – все-таки я немного разбираюсь в уравнениях. На расчет каждого шага по времени уходило около 15 минут. Результат работы программы в течение целого дня показался мне весьма внушительным, хотя конфигурация точек у меня на мониторе, скорее всего, была мало похожа (если вообще походила) на то, как это происходит в реальном мире. (Мы вернемся к обсуждению такого рода моделирования – так называемому моделированию задачи N тел – в главе 11.)

Опыт работы Пиблса в Лос-Аламосской лаборатории заинтересовал Острайкера. А что, если немного подправить программу Пиблса и применить ее для моделирования эволюции дисковой галактики на предмет выяснения ее устойчивости (или неустойчивости)? Раз быстровращающаяся звезда может деформироваться и распасться на две, то разве может быть устойчивой плоская вращающаяся дисковая система из миллиардов звезд вроде нашей собственной Галактики? Лепешка скорее деформируется, превратившись в сэндвич-субмарину, совсем как при быстром вращении тыквообразная звезда превращается в гантелеобразное тело.

И действительно, результаты самых первых двумерных численных моделей вращающихся дисковых галактик, опубликованные астрономами Ричардом Миллером, Кевином Прендергастом и Биллом Квирком в 1970 году и Фрэнком Холом в 1971-м, оказались именно такими: изначально круглый диск превращается в удлиненную структуру, по форме напоминающую брусок, а звезды галактики переходят на очень сильно вытянутые эллиптические орбиты, совсем не похожие на наблюдаемое в Млечном Пути упорядоченное круговое движение^4. Профессор Принстонского университета Эд Грот помог Пиблсу и Острайкеру создать программу для университетского компьютера, позволявшую рассчитывать эволюцию трехмерной модели. Полученные ими результаты оказались в прекрасном согласии с результатами Миллера, Прендергаста, Квирка и Хола. Как Острайкер и Пибблс написали в своей статье в The Astrophysical Journal, «плоские осесимметричные галактики сильно и необратимо неустойчивы»5.

Но в своей ставшей знаменитой статье, опубликованной в декабре 1973 года, они пошли еще дальше. Одно дело – показать неустойчивость упорядоченно вращающихся дисковых галактик, и совсем другое – объяснить, почему мы повсюду вокруг нас во Вселенной видим такие галактики. Что позволяет нашей собственной Галактике сохранять аккуратный вид? Почему она не разваливается?

Острайкер выжидательно переводит взгляд со своего блокнота на меня, как будто это я должен дать ответ. Это же вопрос простой физической интуиции – по словам Острайкера, кто угодно должен был бы догадаться. Вращающиеся маломассивные галактики неустойчивы, но проблему можно решить, увеличив массу. Но если просто добавить массу во вращающийся диск, то галактика останется такой же неустойчивой – модельные расчеты показали, что неустойчивость есть следствие самой дискообразной формы. Нет, добавочная масса должна быть распределена по огромному и более или менее сферическому гало, не участвующему в упорядоченном вращении диска.

Сначала интуиция, а потом уж математика. Новые компьютерные модельные расчеты на основе той же самой программы, но с совершенно другим начальным распределением пробных частиц подтвердили это предположение: при наличии очень массивного сферического гало (с массой до двух с половиной масс диска) плоская вращающаяся галактика остается устойчивой и сохраняет свой аккуратный упорядоченный вид. В своей статье Острайкер и Пиблс сформулировали это так: «По-видимому, массивное гало – это самое подходящее решение для нашей Галактики». Ну и, разумеется, для других «холодных», то есть упорядоченно вращающихся, дисковых галактик.

Эпохальная статья «Численное исследование устойчивости уплощенных галактик, или Возможно ли выживание холодных галактик» цитируется во всех обзорах, посвященных изучению темной материи. И авторы всех таких обзорных публикаций напоминают, что Острайкер и Пиблс первыми показали, что галактики вроде нашей могут быть устойчивыми только при наличии огромного массивного гало из темной материи. (Позднее выяснилось, что случайные высокоскоростные движения в ядрах галактик тоже могут обеспечить устойчивость плоских вращающихся дисков, но большинство астрономов все же считают правильной именно первоначальную догадку.) При этом в 14-страничной статье ни разу не встречается словосочетание «темная материя». Хотя ученые и начали рассматривать гало как возможные вместилища темной материи, в 1973 году Острайкер с Пиблсом не хотели заходить так далеко. Было, конечно, очевидно, что заключенная в гало масса не должна была сильно излучать свет, – в конце концов мы не видим, чтобы спиральные галактики были окружены сияющими сферами. Но кто знает, быть может, все объясняется большим количеством очень тусклых звезд.

Так художник изобразил окружающее спиральную галактику наподобие нашей невидимое гало из темной материи (в виде размытого облака)

На самом деле астрономы уже знали, что у галактик есть гало – этот термин был впервые употреблен в 20-х годах прошлого века – а также что в этих гало обитают звезды. Например, десятки так называемых шаровых скоплений, каждое из которых состоит из огромного числа – до нескольких сотен тысяч – звезд, клубятся роем вокруг центра Млечного Пути, образуя близкую к сферической подсистему с сильной концентрацией к галактическому ядру. С точки зрения Острайкера и Пиблса, в гало вполне могло быть бесчисленное множество тусклых карликовых звезд, суммарная масса которых достаточна для обеспечения устойчивости Млечного Пути. Как писал еще в 1965 году Ян Оорт, «согласно оценкам, на [оранжевые и красные карликовые звезды] может приходиться около 5 % всей массы Галактики. Но невозможно оценить, какая еще масса сосредоточена в звездах меньшей светимости. Истинная масса гало остается совершенно неизвестной»6.

Ну и каковы же массы гало галактик? Или, другими словами, каковы массы спиральных галактик? Этому была посвящена вторая, гораздо более краткая статья Острайкера и Пиблса, опубликованная ими в 1974 году в соавторстве с израильским астрофизиком Амосом Яхилом, который в то время был приглашенным исследователем в Принстонском университете^7. Острайкер считает эту статью более важной, чем первая. Но до начала конференции по черным дырам в том же самом корпусе Пьюпина остается всего около 15 минут, так что времени на более подробное обсуждение нет. «Почитайте статью», – говорит Острайкер.

Это дерзкая статья со смелым названием – «Размеры и массы галактик и масса Вселенной» – и к тому же со множеством радикальных утверждений. Уже самая первая строка вполне могла огорошить некоторых читателей в 1974 году. «Есть все больше оснований (и все более весомых) считать, что оценки масс обычных галактик занижены как минимум в 10 раз». Всего на четырех страницах Острайкер, Пиблс и Яхил подытожили разнообразные свидетельства того, что хлипкие на вид спиральные галактики на самом деле могут оказаться самыми настоящими тяжеловесами. Гораздо более массивными, чем можно судить на первый взгляд.

Галактику не положишь на весы, но есть другие способы оценки ее массы. Достаточно просто посмотреть, насколько сильно она притягивает своих соседей. Наша Галактика – Млечный Путь – окружена карликовыми галактиками. Размеры – и сравнительно четкие границы – этих спутников определяются соотношением между их собственным внутренним тяготением и массой Млечного Пути. Динамика малых групп галактик и обращающихся вокруг друг друга пар галактик служит источником информации о массах других таких звездных систем. И везде мы видим одно и то же: получаемые на основе этих данных оценки масс намного больше ожидаемых на основании наблюдаемого света. Или, на языке астрофизиков, мы везде обнаруживаем очень высокое отношение массы к светимости.

Что касается притяжения, то наш Млечный Путь и соседняя галактика Андромеды дают еще одно свидетельство в пользу огромных масс галактик. Несмотря на общее расширение Вселенной, в настоящее время эти две спиральные галактики под действием взаимного притяжения сближаются со скоростью 110 км/с. Еще в 1959 году Франц Кан из Манчестерского университета и астрофизик из Лейдена (а также ученик Оорта) Лодевик Вольтер пришли к выводу, что большую скорость сближения можно объяснить только предположив, что суммарная масса двух галактик и расположенного между ними вещества составляет порядка триллиона масс Солнца – то есть опять получается очень большое отношение массы к светимости^8.

Что касается меньших масштабов, то из результатов тогда еще новых радиоастрономических наблюдений (о которых подробнее пойдет речь в главе 8) следовало, что и у самих спиральных галактик должно быть большое отношение массы к светимости. Согласно этим предварительным результатам, внешние области спиральных галактик вращаются слишком быстро – а это говорит о том, что в них сосредоточена большая масса. Иначе они бы просто распались. И при этом начиная с определенного расстояния от центра яркость галактики резко снижается. Так что и в этом случае количество излучаемого света не согласуется с требуемым значением массы.

Более сильное притяжение, бо́льшие размеры и масса. Похоже, что астрономы сильно недооценили галактики и силу притяжения материи. И где же могла скрываться вся эта малоизлучающая материя? Правильно – конечно же в гало, которое, как показали Острайкер с Пиблсом, необходимо в первую очередь для обеспечения устойчивости звездной системы. В своей работе 1974 года с Яхилом они предположили, что гало галактик могут состоять в основном из звезд низкой светимости (в этой второй статье темная материя не упоминается вовсе), но теперь появились основания для серьезного беспокойства. Десятикратное увеличение оценки массы – откуда же взять столько карликовых звезд?

Но в названии статьи есть еще и вторая часть: масса Вселенной. Если известно среднее значение отношения массы к светимости для галактик, то, оценив число галактик в пределах определенного расстояния, нетрудно рассчитать среднюю плотность в ближней части Вселенной (даже я могу это сделать). Острайкер, Пиблс и Яхил получили величину 2 × 10–30 граммов на кубический сантиметр, то есть около одного атома водорода на кубический метр – это если размазать массу всех галактик по пространству. В своей статье в журнале Nature трое эстонских астрономов – Яан Эйнасто, Антс Каасик и Энн Саар – независимо пришли к такому же заключению^9.

Но эта величина при всей ее малости представляется невероятно большой. В начале 70-х годов прошлого века космологи и физики-ядерщики начали приходить к пониманию процессов синтеза химических элементов во время Большого взрыва, и из сравнения полученных результатов с наблюдаемым содержанием дейтерия (тяжелого водорода) во Вселенной получалась гораздо меньшая оценка современной плотности Вселенной. (Подробнее об этом рассказывается в главе 7.) Другими словами, выглядело все так, будто для объяснения полученных Принстонской группой и эстонскими астрономами оценок масс галактик во Вселенной не хватает атомов.

Материя, но не такая, какой мы ее знаем.

Острайкеру пора идти. Он дает мне книгу «Сердце тьмы» (Heart of Darkness), которую он написал в 2013 году вместе с британским астрономом и популяризатором науки Саймоном Миттоном^10. Уже в лифте Острайкер рассказывает мне о своем докладе на ежегодной конференции Национальной академии наук в 1976 году в Вашингтоне, где он представил свое совместное исследование с Пиблсом и Яхилом. «Гораздо позже кто-то спросил меня, почему я не упомянул в этом докладе работу Веры Рубин». Я понимающе киваю – разве не она первой обнаружила, что внешние области галактик вращаются слишком быстро? «Вера была выдающимся астрономом, – продолжает Острайкер, – но в то время в ее распоряжении были лишь предварительные результаты. Статья, принесшая ей заслуженную славу, была опубликована лишь в 1980 году».

Я покинул Колумбийский университет в некотором замешательстве. К сожалению, у меня нет возможности поговорить с Верой Рубин – она умерла в 2016 году. Но есть еще ее соавтор Кент Форд – а что расскажет он? Сидя в кафе Starbucks напротив Бродвея, я проверил электронную почту и привел в порядок свои записи. Столько всего произошло в 1970-х годах, почти полстолетия назад. Так много удивительных результатов, и все они указывали на то, что наша расширяющаяся Вселенная находится под властью темной таинственной субстанции, которая совсем не похожа на материю, из которой состоят звезды, планеты и люди.

За окном был январский мороз, и мимо проходили небольшие компании студентов, молодые родители с детьми, спешили по делам бизнесмены и проезжали бесчисленные автомобили и такси. Мы все стараемся устроить свою жизнь как можно лучше и в большинстве своем не имеем представления о нашем месте в галактике Млечный Путь, не говоря уже об окружающей ее огромной темной оболочке. И совершенно не подозреваем, что без этой субстанции нас бы попросту не существовало.

Она так важна, и при этом мы не знаем, что это такое.

Я гляжу на последние строки стихотворения «Темная материя и темная энергия», которое Алисия Острайкер написала в том самом году, когда ее муж стал одним из лауреатов престижной премии Грубера по космологии. Это прекрасные строки, но и они не дают ответа.

“

вот так же каждый человек и каждый атом летит сквозь пространство, укутанный незримым гало; эта огромная тень – это темная-претемная материя, милый, а тем временем галактики, каждая в своем роскошном защитном пузыре, свирепо таращатся друг на друга и все-таки волей-неволей горделиво расходятся в разные стороны [8]

”

5. Плоская кривая

В честь Уильяма Кента Форда – младшего назван жук. Это Pseudanophthalmus fordi, обнаруженный Томом Малабадом, сотрудником Программы охраны природного наследия штата Виргиния, в двух карстовых пещерах, каких много на просторах штата. Обе пещеры – Рассел-Резерв-кейв и Уизерос-кейв – расположены на земле, принадлежащей Форду, и поэтому новый вид был назван в честь вышедшего на пенсию астронома.

Среди предметов, приготовленных Фордом к моему визиту, была и табличка с названием и фотографией этого редкого жука. На кофейном столике прямо напротив дружелюбного, коренастого, лысоватого 88-летнего мужчины лежала стопка книг и газет. На стене, комоде и на диване располагались большие черно-белые фотографии^1.

«А вот и Вера за устройством для измерения фотопластинок в отделе земного магнетизма Института Карнеги в Вашингтоне, – говорит он. – Это она у телескопа в обсерватории Китт-Пик. Это мой электронно-оптический преобразователь крупным планом. А вот это гораздо более поздняя фотография: мы обнимаемся, встретившись на коллоквиуме в Институте Карнеги». Ну а гвоздь программы этого путешествия в прошлое – знаменитый график кривой вращения галактики Андромеды. Форд вместе с Верой Рубин показали, что внешние области галактики Андромеды вращаются гораздо быстрее, чем ожидалось. Это открытие считается первым общепризнанным убедительным доказательством существования темной материи. «Только после работы Рубин существование темной материи стало подтвержденным фактом», – сказано в пресс-релизе Института Карнеги от 25 декабря 2016 года, выпущенном по поводу ее кончины.

Форд всю жизнь проработал в отделе земного магнетизма Института Карнеги в Вашингтоне – начиная с летних каникул 1955 года. Именно там он участвовал в создании фотоэлектронного умножителя Карнеги – электронного устройства, с помощью которого астрономы смогли изучать гораздо более слабые объекты, чем позволяли обычные фотопластинки. С тех пор прошло много десятков лет.

Эллен Форд – тогда ей был 81 год – объяснила мне, как добраться к их с мужем фермерскому дому, расположенному в безлюдном месте. Надо было проехать мимо магазина Millboro Mercantile и церкви Винди-Коув, далее по дороге с гравиевым покрытием и потом за конюшню. Она встретила меня у крыльца в резиновых сапогах и ветровке со значком «НЕТ проекту газопровода Atlantic Coast Pipeline». Когда мы зашли в дом, она приготовила любимые бутерброды Кента – с ветчиной и горчицей.

Вера Рубин у устройства измерения пластинок в отделе земного магнетизма Института Карнеги в Вашингтоне

«Нет, здесь совсем не одиноко», – говорит Кент, когда мы усаживаемся в гостиной в окружении старых фотографий. Но он скучает по совместным обедам в отделе земного магнетизма, когда сотрудники по очереди готовили еду, а гамбургеры и хот-доги разрешались только раз в неделю, и можно было обсудить любые вопросы. Как раз во время одного из таких обедов в 1965 году Форд c радиоастрономом Бернардом Берком представили присутствующим новую коллегу, Веру Рубин, первую женщину – научного сотрудника отдела земного магнетизма.

Это был не первый раз, когда Рубин сталкивалась с мужским доминированием в науке. После получения диплома бакалавра астрономии в 1948 году она собиралась поступить в магистратуру в Принстонский университет, но в то время женщин туда не принимали – вопиющая гендерная дискриминация, которая продолжалась до 1975 года. Поэтому ей пришлось пойти в Корнеллский университет, после чего в 1954-м она защитила докторскую диссертацию в Джорджтаунском университете, где в 1962 году получила должность преподавателя астрономии. И даже тогда ей было нелегко добиваться выделения наблюдательного времени на больших телескопах Паломарской обсерватории в Южной Калифорнии. Просто до нее вообще не было женщин-наблюдателей.

После перехода в отдел земного магнетизма, куда она могла добраться из дома пешком, что было очень удачно, поскольку ее младшей дочери в 1965 году было всего пять лет, Рубин должна была решить, с кем она будет работать в одном кабинете – с Берни Берком или с Фордом. Ее заворожили разбросанные по столу детали фордовского спектрографа с электронно-оптическим преобразователем. «И поэтому она выбрала спектрограф», – сказал, улыбаясь, Форд. Они проработали в одном кабинете 15 лет.

Именно благодаря этому спектрографу с электронно-оптическим преобразователем – теперь это один из экспонатов в Национальном музее воздухоплавания и аэронавтики на Национальной аллее – Рубин с Фордом смогли выполнить свои эпохальные наблюдения. Для изучения движений звезд и туманностей астрономы используют спектрограф – устройство с призмой или дифракционной решеткой, служащее для разложения света на цвета радуги. Темные линии в полученном спектре – следы различных химических элементов – смещаются в красную или голубую стороны в зависимости от того, удаляется или приближается исследуемый объект, при этом величина сдвига длины волны зависит от скорости объекта. Это тот же самый метод, основанный на эффекте Доплера, который Весто Слайфер использовал в 1912 году для измерения скоростей разбегания галактик, вызванного расширением Вселенной (см. главу 3).

Но чтобы получить на фотопластинке изображение спектра тусклой туманности, нужны очень большие экспозиции, иногда длительностью до двух ночей. Сконструированный Фордом и изготовленный компанией RCA электронно-оптический преобразователь Карнеги служит усилителем изображения, позволяя снимать объекты малой яркости с более короткими экспозициями. Если не вдаваться в технические подробности, то принцип его работы состоит в том, что, попадая на катодный конец устройства, фотон выбивает электрон. После чего каскадный процесс внутри электронно-лучевой трубки порождает целую лавину электронов. В результате пучок электронов вызывает на фосфорном экране свечение пиксела, которое намного ярче исходного фотона. Эта же самая технология используется в военных приборах ночного видения.

Благодаря новому устройству спектры тусклых объектов стало возможным получать всего за пару часов – это был огромный прогресс. Слайфер первым получил спектры – и измерил скорости – для целых галактик. Теперь с помощью спектрографа Форда стало возможным сделать то же самое для отдельных объектов в исследуемой галактике, во всяком случае, если она не слишком удалена от нас. Такие спектры стали источником важной информации о зависимости скорости вращения спиральной галактики от расстояния до ее центра, что, в свою очередь, позволило определить массу галактики и характер распределения этой массы.

С такого рода соотношением между скоростью вращения и массой приходится иметь дело при изучении многих других плоских вращающихся структур во Вселенной – от колец Сатурна и всей нашей Солнечной системы в целом до протопланетных дисков вокруг новорожденных звезд. Во всех этих случаях, так же как и для дисковых галактик вроде нашей собственной или галактики Андромеды, характер движений определяется в первую очередь гравитацией, и измерения скоростей дают представление о распределении массы во вращающейся системе.

Возьмем, например, нашу Солнечную систему. Если мы знаем скорость движения планеты по орбите и радиус орбиты (среднее расстояние планеты от Солнца), то нетрудно рассчитать массу Солнца. То есть, даже если бы не имели ни малейшего представления о размере и составе Солнца – и даже если бы мы вообще никогда не видели Солнца, – его масса легко определяется просто из наблюдений движения планет.

Около 99 % массы Солнечной системы сосредоточено в самом Солнце. Но в случае дискообразной галактики вроде туманности Андромеды дело обстоит немного иначе: масса там оказывается гораздо сильнее «размазана» по системе. Из-за этого скорость движения звезды на определенном расстоянии от центра определяется не только массой центрального объекта (как и в нашей галактике Млечный Путь, в центре галактики Андромеды тоже есть сверхмассивная черная дыра), но также и массой всей – видимой и темной – материи, заключенной внутри орбиты звезды. Аналогичным образом, если бы внутри орбиты Юпитера вокруг Солнца обращались миллионы других планет-гигантов, то Юпитер двигался бы быстрее из-за вызванного их совокупной массой дополнительного притяжения.

Конечно, естественно ожидать, что начиная с некоторого места должно начаться снижение орбитальной скорости с удалением от центра галактики. В конце концов, звездная плотность на внешней границе галактического диска намного ниже плотности вблизи ядра – из-за этого внешние области галактики видны только на снимках с длительной экспозицией. Поэтому на кривой зависимости орбитальной скорости от расстояния до центра – этот график называется кривой вращения – с некоторого расстояния должно начаться медленное снижение. В форме кривой вращения галактики содержится информация о ее массе и распределении массы – именно то, что хотели определить Рубин с Фордом для галактики Андромеды.

Хотя галактика Андромеды, возможно, и ближайший сосед нашей собственной галактики Млечный Путь [9], но она все же удалена от нас на 2,5 миллиона световых лет. На таких расстояниях было невозможно получить спектры отдельных звезд – даже с помощью чувствительного прибора Форда. Вместо этого Рубин с Фордом обратили внимание на так называемые области HII – облака горячего ионизованного водорода с высокой светимостью – вроде знаменитой туманности Ориона, только гораздо крупнее. Эти облака тоже обращаются вокруг центра галактики со скоростями, которые определяются суммарной массой, заключенной внутри орбиты.

Начиная с декабря 1966 года громоздкий спектрограф с электронно-оптическим преобразователем устанавливался на 72-дюймовый телескоп обсерватории Лоуэлла во Флагстаффе (штат Аризона) для проведения наблюдений в течение нескольких ночей. Надо было точно наводить телескоп на каждую область HII так, чтобы слабый свет туманности попадал в инструмент и его можно было разложить в спектр. Для съемки спектра на фосфорном экране использовалась специальная кассетная камера – в то время не было такой вещи, как автоматическое электронное считывание. Несмотря на обеспечиваемое электронно-оптическим преобразователем невероятное усиление, пластинки размером 2×2 дюйма (5×5 см) приходилось экспонировать в течение двух-трех часов. Все это время надо было вручную «вести» телескоп, чтобы точно отслеживать медленное перемещение галактики Андромеды по небу, вызванное суточным вращением Земли. И все это в подкупольном помещении, где так же холодно, как и снаружи, да к тому же еще и в полной темноте, чтобы лишняя засветка не подпортила результаты наблюдений.

Иногда после завершения работы на телескопе обсерватории Лоуэлла Рубин с Фордом загружали оборудование в машину и отправлялись по федеральной автостраде номер 17 (так она сейчас называется) из Флагстаффа в расположенный примерно в 500 километрах Тусон, чтобы выполнить дополнительные наблюдения на 84-дюймовом телескопе Национальной обсерватории Китт-Пик. Наконец, после проявления всех фотопластинок их доставили обратно в Вашингтон, где Рубин приступала к тщательным измерениям длин волн спектральных линий с помощью специального микроскопа.

Черно-белые фотографии в гостиной Форда наполняются смыслом, когда слушаешь его рассказы о том замечательном времени в конце 1960-х годов. Очаровательная Рубин в летнем платье у подножия телескопа – снимок, очевидно, сделан днем. А еще Рубин в толстой зимней куртке и перчатках, глядящая в окуляр телескопа. Снимок, похоже, сделан во время одной из длительных многочасовых экспозиций на холодной вершине на высоте свыше 2000 метров. Рубин у координатно-измерительной машины в отделе земного магнетизма. И, конечно же, результат всех этих усилий – график кривой вращения галактики Андромеды.

67 областей HII расположены на разных удалениях от центра галактики вплоть до расстояния 78 000 световых лет. 67 спектров, измерений длин волн, определений скорости и 67 соответствующих им точек на графике – плод упорного труда на протяжении почти целого года. Это было первое столь детальное исследование, охватывающее такой большой диапазон расстояний от центра галактики. И результаты оказались весьма неожиданными – даже в самых внешних областях галактики Андромеды, откуда практически не приходит никакого света, не наблюдалось ожидаемого снижения скорости вращения. Кривая вращения оставалась плоской [10].

В декабре 1968 года Рубин и Форд представили предварительные результаты на конференции Американского астрономического общества в Остине (штат Техас). Спустя немногим более года, в феврале 1970-го, их статья «Вращение туманности Андромеды по данным спектроскопии эмиссионных областей» была опубликована в The Astrophysical Journal^2. На основе полученных данных они заключили, что масса галактики Андромеды составляет 185 миллиардов солнечных масс и что около половины этой массы сосредоточено в пределах 30 000 световых лет от центра галактики.

Поставленная цель – определение массы и ее распределения в галактике – была достигнута. Но, разумеется, полученные результаты позволяли судить только о том, что расположено до самого внешнего из исследованных объектов. Если скорость вращения оставалась более или менее постоянной вплоть до расстояния 78 000 световых лет от центра галактики Андромеды, то что же происходит на бо́льших расстояниях? Какая масса может скрываться за самой удаленной от центра исследованной областью HII?

Рубин и Форд решили не строить догадки. В их статье 1970 года темная материя не упоминается и нет никаких ссылок на более раннюю работу Каптейна, Оорта и Цвикки. Как они сами выразились, «экстраполяция за пределы [самой удаленной] из наблюдавшихся областей – это, очевидно, дело вкуса».

Ну а что насчет широко известного изображения с кривой вращения на фоне черно-белой фотографии галактики Андромеды, где график частично вылезает за пределы видимой границы галактики? Форд поднимается с кушетки и не спеша подходит к комоду, откуда уже больше часа на меня смотрит смонтированный вариант знаменитого изображения. «Ну да, – говорит он, несколько пристальнее разглядывая график, – это не то, что мы привели в нашей первой статье. Этот рисунок мы сделали позднее. Самые дальние точки графика соответствуют данным радионаблюдений Морта Робертса, выполненным в середине 70-х годов».

И лишь намного позднее Рубин с Фордом высказали предположение, что полученные ими результаты могут свидетельствовать о большом количестве «недостающей массы» или «несветящейся материи». В 1970-х годах они начали наблюдать более далекие спиральные галактики разных размеров и масс с помощью более новых приборов на более крупных инструментах – двух почти одинаковых четырехметровых телескопах, один из которых расположен на горе Китт-Пик в Аризоне, а другой – на горе Серро-Тололо в Чили.

В статье, написанной в соавторстве с Норьертом Тоннардом и опубликованной в ноябре 1978 года в Astrophysical Journal Letters, Рубин и Форд представили результаты, полученные для 10 галактик, и пришли к выводу, что «кривые вращения спиральных галактик высокой светимости плоские вплоть до r = 50 кпк (163 000 световых лет) от центра»3. Что это значит? К этому времени теоретики Острайкер, Пиблс и Яхил уже предположили, что дисковые галактики окружены протяженными массивными гало (см. главу 4). Быть может, новые результаты представляют собой наблюдательное подтверждение модели с гало?

Но авторы продолжали осторожничать. «Представленные здесь наблюдения являются… обязательным, но не достаточным условием существования массивных гало», – написали они. Другими словами, крупное, более или менее сферическое массивное гало действительно обеспечит плоскую кривую вращения, но такую кривую можно также получить, предположив наличие дополнительной материи в плоскости галактического диска. «Эти наблюдения не позволяют сделать выбор между сферической и дисковой моделями».

Самая знаменитая статья Рубин и Форда вышла спустя два с половиной года, в декабре 1980-го, тоже в The Astrophysical Journal и тоже в соавторстве с Тоннардом^4. На этот раз они представили наблюдения как минимум для 21 галактики. У всех них – и даже у гигантской UGC2885, которая почти в два раза крупнее нашей собственной Галактики, – оказались плоские кривые вращения. В некоторых случаях орбитальная скорость даже слегка возрастает к видимому краю галактики.

По словам Рубин, Форда и Тоннарда, «отсюда следует неизбежный вывод о наличии за пределами видимой части галактики несветящейся материи». По поводу же количества невидимой субстанции они не смогли предложить ничего, кроме вопросов: «Если бы мы имели возможность выполнить наблюдения за пределами оптического изображения в небольших галактиках, то обнаружили бы дальнейшее увеличение скорости?.. Неужели на светящуюся материю приходится лишь небольшая часть массы галактики?»

Шли годы, и статья 1980-го стала восприниматься как провозвестница революции в изучении темной материи. В своей вышедшей в 1998 году книге «Темная материя»5 Уоллас и Карен Такеры отметили: «Вера Рубин перевела темную материю из предмета в основном умозрительных рассуждений в разряд реальных, насущных проблем». Но когда Рубин, Форд и Тоннард опубликовали свои результаты, плоские кривые вращения спиральных галактик не попали на страницы газет и научно-популярных журналов. Из астрономических тем у издателей гораздо больший интерес вызывали потрясающие снимки Сатурна, переданные в ноябре 1980 года космическим аппаратом НАСА «Вояджер‑1».

Кент Форд ушел на пенсию в 1989 году. Они с Эллен перебрались на уединенную ферму в Миллборо-Спрингс, расположенную на берегах реки Каупасчер. Разумеется, Форд оставался на связи с Рубин – они время от времени встречались в гостях или на симпозиумах. Но в 2011 году она не смогла приехать на его 90-летний юбилей из-за перелома бедра. Рубин перебралась в Принстон, чтобы быть поближе к сыну. Она так и не смогла оправиться от смерти дочери Джуди, которой не стало в 2014 году. У Рубин начались проблемы с памятью, и ее здоровье ухудшилось. В день Рождества в 2016 году раздался телефонный звонок с печальным известием из отдела земного магнетизма Института Карнеги.

К тому времени темная материя – когда-то малоизвестное астрофизическое понятие – перешла в разряд важнейших неразгаданных тайн, над решением которых бьются сотни астрономов, космологов и специалистов по физике элементарных частиц, и, по мнению многих, в первую очередь благодаря Вере Рубин эта тема вышла на передний край науки. А еще она очень много сделала для поддержки женщин-ученых и стала вдохновляющим примером для девочек, пожелавших связать жизнь с работой в области точных и инженерных наук.

4 января 2017 года физик Лиза Рэндалл из Гарвардского университета написала в авторской колонке New York Times:

«Разумеется, [представленные убедительные свидетельства существования темной материи] следует считать одним из величайших достижений физики XX столетия и безусловно заслуживающими Нобелевской премии как исключительной награды в этой области науки. Этого не случилось и уже не случится никогда, потому что Вера Рубин, с чьим именем в первую очередь связывают [подтверждение] существования [темной материи], умерла в рождественский день».

Рэндалл добавила: «На эту очевидную проблему никто не обращает внимания», – имея в виду других женщин-ученых, так и не удостоенных заслуженной ими Нобелевской премии^6.

Сидя на кушетке у себя в глуши, Кент Форд, задумавшись, говорит со своей приветливой улыбкой: «У меня нет четкого мнения на этот счет. Я помню, как директор отдела земного магнетизма говорил, что надеется никогда не получить Нобелевскую премию, потому что весь этот шум не оставит времени на нормальную работу. Что ж, этого не случилось, ну и ладно». А пока что Форд рад тому, что до сих пор не угас интерес к их опубликованному более 40 лет назад исследованию кривых вращения. «Забавно сидя здесь, в глубинке, читать об этом в New York Times».

«А пока что не надо забывать о радионаблюдениях», – говорит он, имея в виду самые удаленные от центра точки на графике кривой вращения галактики Андромеды, который он поставил обратно на комод. «Вам следует обязательно поговорить об этом с Мортом Робертсом».

Я уже записал это имя к себе в записную книжку. Перед отъездом я также спросил Форда о диссертации нидерландского астронома Альберта Босма, защищенной им в 1978 году, на которую они ссылаются в статье 1980-го в Astrophysical Journal. «Извините, – говорит он. – Я ничего про нее не знаю. Бо`льшую часть статьи писала Вера».

6. Космическая картография

Надпись на спине черной футболки директора Большого обзорного телескопа (Large Synoptic Survey Telescope, LSST) Стива Кана гласит: «Национальный научный фонд, обсерватория имени Веры Рубин» (NSF Vera C. Rubin Observatory). Сейчас 6 января 2020 года, и Кан в первый раз показался в этой футболке на публике. Сегодня руководитель отделения астрономических наук Национального научного фонда США Ральф Гом официально объявил на 235-й конференции Американского астрономического общества в Гонолулу новое название Большого обзорного телескопа. Вскоре почти на всех сотрудниках были такие футболки.

Это не единственное новое название, объявленное Гомом в стенах аудитории 301 Гавайского конгресс-центра. Да, обсерватория на севере Чили названа в честь Веры Рубин, «получившей важные свидетельства существования темной материи» – так сказано в соответствующем пресс-релизе Национального научного фонда. Но, кроме того, мощный телескоп этой обсерватории будет отныне называться «Обзорным телескопом имени Симони» в честь одного из первых частных спонсоров проекта. Наконец, не обойдут вниманием и тех астрономов, которые привыкли к четырехбуквенной аббревиатуре LSST: отныне научная программа телескопа будет назваться Legacy Survey of Space and Time («Дальнейший обзор пространства и времени»)1.

Вера Рубин могла бы этим гордиться. Хотя телескоп Симони с 8,4-метровым главным зеркалом и не будет крупнейшим в мире, но уж точно будет «самым шустрым». Его 3,2-гигапиксельный глаз – самая большая из когда-либо созданных цифровых камер – будет полностью просматривать всю видимую над обсерваторией часть неба три раза в неделю. С помощью специально разработанных алгоритмов в этом колоссальном массиве данных – около 20 терабайт за ночь – астрономы будут искать сближающиеся с Землей астероиды, еле заметные вспышки сверхновых и множество других транзиентных объектов [11] в окрестностях нашей Галактики и в далеких уголках Вселенной.

А самое главное – обзор LSST сможет пролить свет на ряд загадок темной материи и темной энергии. Эта программа, по словам Кана, «позволит кардинально улучшить наше понимание Вселенной». Так что, кто знает, быть может, именно этому инструменту суждено получить окончательное решение загадки темной материи. Ведь когда астроном Энтони Тайсон впервые предложил концепцию нового исполинского инструмента, то назвал его «Телескоп для темной материи» (Dark Matter Telescope).

Это было в 1996 году. Тайсон – в то время сотрудник Лабораторий Белла в Мюррей-Хилл (штат Нью-Джерси) – стал одним из ведущих мировых специалистов по изучению слабого гравитационного линзирования – тонкого эффекта, состоящего в слабом искажении изображений далеких галактик под влиянием силы тяготения более близких объектов (мы вернемся к теме гравитационного линзирования в главе 13). Тайсон понял, что если зарегистрировать и с высокой точностью замерить эти тонкие эффекты по всему небу, то на основе полученных результатов можно определить распределение гравитирующей материи – как видимой, так и темной – на всем протяжении пространства и времени. Вот так и возникла концепция Телескопа для темной материи.

Прошло некоторое время, прежде чем начались работы по созданию инструмента, но проект получил большую поддержку в 2008 году, когда ведущий разработчик программного обеспечения компании Microsoft, космический турист и миллиардер Чарльз Симони от имени Фонда искусств и наук Чарльза и Лизы Симони пожертвовал 20 миллионов долларов для будущего Большого обзорного телескопа. Еще 10 миллионов долларов добавил Билл Гейтс. Спустя два года в Десятилетнем обзоре (Decadal Survey) Национальной академии наук США LSST был назван одним из приоритетных проектов создания новых наземных астрономических инструментов, а в 2014 году Национальный научный фонд США получил оставшуюся часть финансирования для этого футуристического телескопа. Исполинскую камеру предстояло создать Национальной ускорительной лаборатории SLAC (SLAC National Accelerator Laboratory Center) министерства энергетики США. 14 апреля 2015 года на традиционной церемонии президент Чили Мишель Бачелет заложила первый камень в строительство нового комплекса на горе под названием Серро-Пачон. Получение первого света ожидается в июле 2024 года.

Вершина Серро-Пачон расположена в гористой местности к востоку от чилийского приморского города Ла-Серена. Там находятся несколько профессиональных обсерваторий, включая Межамериканскую обсерваторию Серро-Тололо, обсерваторию Лас-Кампанас и европейскую обсерваторию Ла-Силья. Тут по большей части безоблачное небо, устойчивая и сухая атмосфера и минимум засветки – рай для астрономов. В последние десятилетия эта территория превратилась в настоящую Мекку для астротуристов. Специальными указателями отмечен Звездный маршрут (Ruta de las Estrellas) со множеством общественных обсерваторий и прочих мест, где можно полюбоваться на звездное небо.

Проще всего сюда добраться по автостраде номер 41, ведущей от тихоокеанского побережья на восток в покрытую довольно пышной растительностью долину Эльки. Но в конце июня 2019 года я еду на своем пикапе-внедорожнике по пустынной горной дороге номер D‑595, не спеша двигаясь на север от городка Само-Альто и через памятник природы Пичаса. Это изумительная поездка среди гряды холмов, где местами встречаются небольшие поросшие растительностью участки и пересекающие дорогу глубокие долины^2.

И вдруг между деревнями Серон и Уртадо мне на мгновение открывается великолепный вид на обсерваторию LSST, расположенную на горной гряде на севере. Рядом со зданием обсерватории виден возвышающийся над землей кран – строительство телескопа идет полным ходом. Это не дальше 10 километров, но, чтобы туда добраться, придется проехать еще 100 километров большей частью по крутым посыпанным гравием серпантинам.

Я проезжаю горы Кордон-Паранао, через город Викуна, где туристический бизнес уже готовится к наплыву тысяч желающих посмотреть 2 июля на полное солнечное затмение. Оттуда 15 минут езды до пропускного пункта Пуэрта в начале извилистой грунтовой дороги, ведущей на гору Серро-Пачон, где также расположены 8-метровый телескоп «Джемини-Юг» и 4,1-метровый Южный астрофизический телескоп (Southern Astrophysical Research Telescope)3.

Когда я наконец добрался до вершины на высоте 2700 метров над уровнем моря, то был ошарашен уже самим размером телескопа LSST. Цилиндрический корпус телескопа («Да, мы называем это куполом», – говорит мне начальник строительства Эдуардо Серрано) еще имеет вид открытой стельной конструкции высотой с девятиэтажный дом. Но изящная многоуровневая нижняя часть исполинского сооружения, спроектированная так, чтобы свести к минимуму турбулентные движения воздуха, уже готова. Пока что пустующий пункт управления телескопом на верхнем этаже здания представляет собой импровизированную контору с укрытием и столовой для строителей. На нижнем уровне расположены изготовленные немецкими специалистами камеры для нанесения отражающего покрытия на зеркала телескопа. Через три недели после моей поездки на 3,4-метровое вторичное зеркало телескопа LSST будет нанесен тонкий слой серебра. Огромное 8,4-метровое главное зеркало прибыло на гору в мае 2019 года и будет покрыто слоем алюминия позднее.

По словам Серрано, сама конструкция телескопа уже изготовлена в Испании и готова к отправке в Чили, куда ее доставят, когда завершится строительство купола. «Итальянская компания, занятая строительством купола, отстает от графика на два года», – жалуется он, глядя на недостроенное сооружение на фоне ясного голубого неба. За неимением телескопа мы обходим с ним гигантскую полую опору диаметром 16 метров, на которую предстоит установить 350-тонный инструмент. Серрано с гордостью показывает мне огромный лифт, на котором зеркала будут спускать вниз всякий раз, когда потребуется обновить их отражающее покрытие.

Беспрецедентно детальная съемка с полным охватом всей видимой на обсерватории части неба три раза в неделю позволит не только лучше понять распределение массы во Вселенной и обнаружить возможные места расположения темной материи, но и почти наверняка получить множество других результатов. Во всяком случае, так было со всеми крупными обзорами неба со времен Кейпского фотографического обозрения Джилла и Каптейна и созданного в середине XX века Паломарского обзора неба, состоящего почти из 2000 фотопластинок с изображениями ночного неба. Первых «космических топографов» в основном интересовало распределение звезд на небе, а с тех пор цели несколько изменились – стоит задача установить распределение галактик во Вселенной. Желательно в трех измерениях. А если добавить еще и время – то в четырех.

Так будет выглядеть обсерватория имени Веры К.

Рубин на горе Серро-Пачон в Чили

Астрономы сперва пытались строить карту распределения галактик вручную и на глаз. Начиная с 1948 года Дональд Шейн и Карл Виртанен целых 11 лет кропотливо выискивали и пересчитывали изображения галактик на 1390 фотографических пластинках, отснятых на 20-дюймовом двойном астрографе Карнеги в Ликской обсерватории на горе Гамильтон в Калифорнии. Выполненный ими статистический анализ распределения галактик на небе был опубликован лишь в 1967 году, и лишь еще 10 лет спустя Майкл Селднер вместе с Берни Зиберсом, Эдом Гротом и Джимом Пиблсом создали на основе подсчетов галактик потрясающую картину^4. На построенной ими «Карте миллиона галактик», украсившей стены астрономических учреждений во всем мире, видна сложная волокнистая структура – наглядная иллюстрация того, что крупномасштабное распределение галактик во Вселенной не однородное, в клочковатое – факт, еще задолго до них установленный статистическими методами. Как это все получилось?

Двумерная карта дает весьма ограниченную информацию. В конце концов, это просто проекция трехмерной реальности – галактики, расположенные близко друг к другу на небе, на самом деле могут находиться на совершенно разных расстояниях. Чтобы превратить двухмерную карту в трехмерную, надо знать не только положения галактик на небе (то есть небесный эквивалент земных долготы и широты), но также и то, насколько они удалены от нас: нужно знать их положение в третьем измерении.

В принципе это нетрудно. Вспомним, что наблюдаемое распределение излучения очень далекой галактики смещено в красную сторону спектра из-за описанного в главе 3 расширения Вселенной. По величине красного смещения можно определить, насколько удалена от нас та или иная галактика. Но на практике определение расстояний до далеких галактик требует больших усилий и времени. По одной фотографии можно определить положение на небе сразу тысяч галактик, но для измерения красных смещений надо навести спектрограф по очереди на каждую исследуемую систему. К тому же для получения спектра требуется гораздо более длительная экспозиция, чем для съемки изображения.

В 1977-м – том самом году, когда была опубликована «Карта миллиона галактик», – ученик Пиблса Марк Дэвис из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики в Кембридже (штат Массачусетс) принял вызов. Вместе со своими коллегами Джоном Хакрой, Дэвидом Латэмом и Джоном Тори Дэвисом измерил красные смещения и определил соответствующие расстояния до 2400 галактик в пределах довольно узкой полоски на небе. Опытный наблюдатель Хакра почти все спектры получил на 1,5-метровом телескопе на горе Маунт-Хопкинс в штате Аризона с помощью спектрографа, созданного при участии Стивена Шехтмана из Института Карнеги.

Создание этого пионерского обзора красных смещений заняло пять лет. Полученная карта «среза Вселенной», опубликованная в 1982 году, представляла собой трехмерное распределение галактик в тонком 135-градусном «клине» до расстояний около 600 миллионов световых лет 5. Из этой карты стало очевидно, что галактики концентрируются вдоль относительно тонких стенок, окружающих огромные пустоты, в которых почти ничего нет. Более подробные исследования особенностей «кучкования» галактик должны были дать представление о процессе образования крупномасштабной структуры Вселенной. О том, что же запустило этот процесс. О темной материи.

Джон Хакра загорелся этой мыслью. Вместе с Маргарет Геллер – коллегой из Гарварда и еще одной ученицей Пиблса – и французским астрофизиком Валери де Лаппаран Хакра приступил к созданию гораздо более масштабного обзора того же самого небесного «клина». «Второй обзор красных смещений» Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики, выполненный с 1985 по 1995 год, позволил определить трехмерные положения более 18 000 галактик^6. Исключительно трудоемкая работа, но она того стоила. Так произошло становление космической картографии.

Ну а за это время дозрела и многообъектная спектроскопия. Идея состояла в том, чтобы установить в фокальной плоскости телескопа алюминиевую пластину с маленькими отверстиями, просверленными в точности там, куда попадает свет исследуемых галактик. После этого остается лишь направить этот свет по сотням оптических волокон на спектрограф и получить спектры сотен галактик за один раз. Конечно, для каждого наведения приходится «сверлить» отдельную пластину, но эта методика дает огромную экономию телескопного времени.

Группа под руководством Мэтью Колесса из Австралийского национального университета выполнила на 3,9-метровом Англо-австралийском телескопе (это тот самый инструмент, с помощью которого Коэн Кёйкен и Джерри Гилмор в конце 1980-х годов опровергли Оорта) «Обзор красных смещений галактик 2dF» (Two Degree Field (2dF) Galaxy Redshift Survey), используя для этого многообъектную спектроскопию. С 1997 по 2002 год они определили красные смещения целых 230 000 галактик до расстояния около 2,5 миллиарда световых лет. Вместо просверленных пластин они использовали мобильные оптические волокна с дистанционным управлением, которые по команде устанавливались на нужные места в фокальной плоскости^7. Наконец замаячил рубеж миллиона галактик: исходная «Карта миллиона галактик» была двумерной, и возможность изучения трехмерных положений такого же количества галактик стала бы огромным достижением.

Кроме того, обзор 2dF начал приобретать еще и четвертое измерение – время. Ведь телескопы – это еще и машины времени, позволяющие заглянуть в прошлое. Чтобы дойти до нас, свету от далекого объекта требуется время. Мы видим галактики, удаленные от нас на 2,5 миллиарда световых лет, такими, какими они были 2,5 миллиарда лет назад. Глядя назад во времени, мы получаем возможность изучать эволюцию крупномасштабной структуры Вселенной. А если процесс роста космической структуры в первые дни существования Вселенной определялся гравитацией темной материи, то глубокие обзоры галактик дадут важные сведения о природе этой таинственной субстанции.

Один из самых грандиозных и успешных на данный момент проектов четырехмерного картографирования Вселенной – это начатый в 2000 году Слоановский цифровой обзор неба (Sloan Digital Sky Survey), который продолжается до сих пор, причем его создатели почти каждый год выкладывают в общий доступ огромный объем новых данных^8. Этот обзор представляет собой совместный проект с участием сотен ученых и десятков организаций со всего мира. Наблюдения выполняются на 2,5-метровом телескопе обсерватории Апачи-Пойнт в штате Нью-Мексико. Кроме потрясающих снимков, сделанных в период с 2000 по 2009 год с помощью огромной 120-мегапиксельной камеры, в ходе Слоановского обзора были получены также более четырех миллионов спектров звезд и галактик, в том числе и так называемых квазаров (далеких галактик со сверхяркими ядрами) на расстояниях до нескольких миллиардов световых лет. Это огромный прогресс по сравнению с 2400 галактиками первого обзора красных смещений Центра астрофизики, опубликованного Марком Дэвисом в начале 1980-х годов.

Я гляжу на Тихий океан с расположенного у основания маяка Ла-Серены пляжа Эль-Фаро. К югу, на обращенных к морю террасах ресторанов на Авенида-дель-Мар, туристы наслаждаются тихим прибоем и красочным закатом. Земным мореплавателям потребовались века, чтобы исследовать эти огромные водные просторы и нанести на карты многие тысячи возвышающихся над волнами больших и малых островов. А астрономы всего за четыре десятка лет смогли нанести на карты и изучить многие миллионы галактик, которые когда-то называли «островными вселенными», – и все это в космическом океане протяженностью многие миллиарды световых лет. И сделали они это не выходя из порта.

Всего через несколько лет телескоп LSST откроет новую эру космической картографии. В ходе 10-летнего обзора неба телескоп должен обнаружить и заснять невероятное количество галактик – целых 20 миллиардов, получив их изображения в шести диапазонах длин волн. Для очень далеких галактик полученное таким образом распределение энергии позволяет грубо оценить их красные смещения и, следовательно, расстояния – без необходимости получения подробного спектра. На основе этих данных космологи смогут реконструировать процесс роста структуры Вселенной на протяжении миллиардов лет. А еще телескоп LSST осуществит мечту Тайсона о построении карты распределения темной материи в пространстве и во времени на основе статистического исследования небольших искажений формы этих галактик, вызванных слабым гравитационным линзированием.

Построение карты невидимой Вселенной. Это как если бы я поднялся на маяк Ла-Серены, чтобы исследовать волнение в Тихом океане, и на основе выявленных особенностей постарался получить информацию о невидимых воздушных потоках, подповерхностных океанских течениях и скрытом рельефе океанского дна. Капитан Джеймс Кук счел бы все это колдовством.

Честно говоря, у меня возникает именно такого рода чувство, когда я гляжу на технические характеристики камеры телескопа LSST и читаю про ожидаемые научные результаты – это ведь действительно чудо. Благодаря уникальной оптической схеме 8,4-метрового инструмента размер его поля зрения в семь раз больше полной Луны. Чувствительность телескопа настолько невероятно высока, что ему потребуется не более 15 секунд, чтобы получить изображения звезд и галактик, блеск которых почти в миллиард раз слабее, чем у самых тусклых звезд, видимых невооруженным глазом. После каждой экспозиции массивному, но при этом очень жесткому и компактному телескопу требуется всего пять секунд, чтобы перенавестись на другой участок неба и приступить к получению нового снимка. Телескоп LSST – это, по сути, ультракомпактная космическая видеокамера со сверхвысоким разрешением для получения примерно 200 000 3,2-гигапиксельных изображений в год. Кроме 20 миллиардов галактик телескоп сможет обнаружить огромное количество краткосрочных явлений и движущихся объектов вроде взрывов далеких сверхновых, близких астероидов и ледяных тел во внешней части Солнечной системы. В течение многих лет на астрономов обрушится поток данных, как из брандспойта.

Чем же обсерватория имени Веры К. Рубин поможет в решении загадки темной материи? Удастся ли с помощью нового телескопа окончательно понять роль невидимой субстанции в возникновении и эволюции крупномасштабной структуры Вселенной? Возможно, он прольет свет на физические свойства этой таинственной субстанции? Время покажет, но астрономы ждут не дождутся, когда же это произойдет.

Вечером во вторник 2 июля 2019 года по Тихому океану с запада на восток проносится тень Луны. Эта тень шириной 145 километров проходит через Ла-Серену, пересекая долину Эльки со скоростью 5 км/с. Тысячи туристов собрались в небольшой деревушке Вильясека, что к востоку от Викуны, чтобы посмотреть на самое эффектное природное явление – полное солнечное затмение.

Через специальные защитные очки для наблюдения затмения я гляжу на ползущий по яркому солнечному кругу темный лунный диск. Дневной свет как будто постепенно выкачали из окружающего ландшафта. Тени становятся резкими, небо приобретает пугающий синевато-стальной цвет. Собаки залаяли, а птицы притихли. Под оставшимся тонким серпиком Солнца становится видна Венера. А потом я внезапно оказываюсь во тьме вместе с расположенными около 20 километров к юго-западу телескопами на горе Серро-Пачон.

Вокруг черного силуэта Луны мягким светом вспыхивает горячая разреженная солнечная атмосфера – великолепная серебристо-белая корона, которая в обычное время теряется на фоне яркого сияния Солнца. На какие-то 146 секунд невидимое становится видимым для всех невооруженным глазом.

Это потрясающе красивое зрелище.

7. Барионы Большого взрыва

Я увлекся астрономией в марте 1972 года. Мне тогда было 15 лет. Во дворе Уима Гилинга – любителя астрономии, жившего в деревне, где я вырос, я впервые посмотрел на Сатурн в приличный телескоп. Я так никогда и не пришел в себя от этого зрелища. Вскоре я вступил в юношеский астрономический клуб, стал делать карандашные наброски лунных кратеров и учиться ориентироваться в созвездиях с помощью «Нортоновского справочника с атласом неба» (Norton’s Sky Atlas and Reference Handbook).

Я и не подозревал в то время, что как раз тогда стала оформляться тайна темной материи. В 1972 году Пиблс с Острайкером, проанализировав свои модельные расчеты вращающихся дисков галактик, обнаружили, что эти звездные системы не могут быть устойчивыми в отсутствие большого количества дополнительного вещества. Рубин с Фордом приступили к измерению кривых вращения спиральных галактик, расположенных дальше галактики Андромеды, и обнаружили, что они тоже вращаются быстрее, чем должны. Хотя в посвященных астрономии изданиях, которые я тогда читал, ничего про темную материю еще не говорилось, астрономическое сообщество стало постепенно осознавать, что эта проблема так просто не рассосется.

Я также не понимал, что это было время, когда космология стала зрелой наукой. «Физическая космология» Пиблса вышла в том самом году, когда меня охватило астрономическое вдохновение. Открытие фонового реликтового излучения в 1964 году – всего лишь за семь с половиной лет до того, как я увидел Сатурн, – стало убедительным наблюдательным свидетельством в пользу теории Большого взрыва.

Но у всех этих событий была 50-летняя предыстория. Еще в первые два десятилетия XX века американские астрономы обнаружили, что другие галактики удаляются от нашей. Вскоре после этого бельгийский физик-теоретик Жорж Леметр выдвинул концепцию расширяющейся Вселенной, которая, по его мнению, родилась из «первичного атома», или «космического яйца». Наука предложила свою версию Сотворения мира, но астрономы не приняли ее покорно, как истину в последней инстанции, а принялись наполнять содержанием, проверять ее следствия, в том числе и наблюдаемые.

Тогда ученые еще не знали, что их усилия на каком-то этапе – а именно в начале 1970-х годов – приведут к проявлению совершенно нового набора свидетельств существования темной материи. Темной материи из элементарных частиц.

Вселенная не была сотворена неким божеством 6000 лет назад, и если она не существовала всегда, то мы больше не можем отмахиваться от вопроса о том, как и почему она пришла в современное состояние. В частности, физики в XX веке начали интересоваться химическим составом Вселенной.

В 1925 году Сесилия Пейн установила, что Солнце – а значит, и все остальные звезды во Вселенной – состоит в основном из самого легкого элемента, водорода^1. Пейн напоминает Веру Рубин, но она была гораздо раньше. В молодости она изучала химию и физику. Но в то время Кембриджский университет не присуждал ученые степени женщинам, и поэтому в 1923 году Пейн перебралась в США, где стала первой женщиной, получившей степень доктора философии в области астрономии в Гарвардском университете.

Революционная работа Пейн вначале натолкнулась на сильное сопротивление, особенно со стороны влиятельных астрофизиков-мужчин. Но через каких-то два года этот результат стал общепризнанным, а в конце 1930-х Карл Фридрих фон Вайцзеккер и Ханс Бете показали, каким образом при огромной температуре и давлении в солнечном ядре протоны (ядра атомов водорода) могли сливаться, образуя более тяжелые ядра гелия. Как еще в 1920 году предполагал знаменитый британский астрофизик Артур Эддингтон, этот процесс сопровождается выделением энергии. Эддингтон утверждал в своей очень убедительной статье «Внутреннее строение звезд», опубликованной в журнале Nature, что «субатомная энергия в звездах служит для поддержания горения их огромных печей», хотя он тогда еще не знал, из чего состоит Солнце^2.

Замечательно, значит, водород может превращаться во второй по легкости элемент – гелий. Возможно, в ходе последующих ядерных реакций могут образоваться и другие легкие элементы, включая углерод, азот и кислород. А как быть со многими более тяжелыми элементами периодической таблицы, такими как сера, железо, золото и уран? В масштабах Вселенной они, конечно, не очень распространены, но все равно надо как-то объяснить их происхождение.

Сразу же после окончания Второй мировой войны астрономы и физики предложили два совершенно разных объяснения. Согласно одной гипотезе, впечатляющее разнообразие химических элементов в природе – это результат ядерных реакций слияния в горячей и плотной первичной материи. В конце концов, условия в новорожденной Вселенной были очень похожи на условия в солнечном ядре, и поэтому естественно ожидать, что там могли протекать похожие реакции. Эта точка зрения была сформулирована в знаменитой статье, опубликованной в 1948 году в журнале Physical Review, известной также как статья αβγ^3. (Статья вышла 1 апреля, но это, скорее всего, просто совпадение.)

Я неоднократно слышал и читал про эту статью («Происхождение химических элементов»). Я знаю историю советско-американского ядерного физика и шутника Георгия Гамова, который написал ее вместе со своим аспирантом Ральфом Альфером и добавил в список авторов имя своего друга и коллеги Ганса Бете, чтобы получились первые три буквы греческого алфавита. Но я только недавно удосужился взглянуть на саму статью. К моему удивлению, она оказалась короткой заметкой: около 600 слов, два уравнения и один график.

А конкурирующая гипотеза, согласно которой все тяжелые элементы были синтезированы в недрах звезд, наоборот, представлена рядом весьма обстоятельных статей, написанных критически настроенным британским астрономом Фредом Хойлом, в том числе в соавторстве с другими учеными. Хойл никогда не верил в леметровский первичный атом или космическое яйцо, как бы это ни называлось. В интервью радиостанции BBC 28 марта 1949 года он даже попытался высмеять эту теорию, назвав ее «Большим взрывом» – это словосочетание оказалось настолько удачным, что лучшего термина для зарождения Вселенной никто так и не смог придумать.

Хойл не верил, что все вещество в мире было создано одновременно миллиарды лет назад, а считал, что во Вселенной все время возникают новые атомы водорода, так, что ее средняя плотность остается постоянной, несмотря на общее расширение. В этой так называемой стационарной модели, которую он опубликовал в 1948 году вместе со своим коллегой из Кембриджа Томасом Голдом, не было места нуклеосинтезу – синтезу новых атомных ядер – в первичном взрыве. Вместо этого все атомы тяжелее водорода синтезировались в недрах звезд.

В 1946-м, за два года до появления статьи αβγ, Хойл уже опубликовал в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 40-страничную статью про звездный нуклеосинтез. Спустя восемь лет появилась написанная им 25-страничная статья в журнале Astrophysical Journal Supplement с дополнительными подробностями. Потом он вместе с американским физиком Вилли Фаулером и британско-американскими астрофизиками Маргарет и Джефри Бербидж написал монументальную эпохальную статью для журнала Reviews of Modern Physics^4.

Опубликованную в октябре 1957 года статью «Синтез элементов в звездах» впоследствии стали называть B2FH – по первым буквам фамилий четырех ее авторов. Это еще одна веха в истории астрофизики и еще одно причудливое сокращение. Но в отличие от статьи αβγ всего из четырех абзацев, статья B2FH заняла целых 108 страниц – в ней 13 глав, множество графиков, уравнений, таблиц и диаграмм ядерных реакций.

Теперь мы знаем, что Альфер с Гамовым были правы, утверждая, что гелий образовался во время Большого взрыва, а последующий нуклеосинтез добавил лишь небольшое количество этого элемента. Но Бербиджи, Фаулер и Хойл попали в самую точку, утверждая, что такие элементы, как углерод, азот, кислород, натрий, алюминий, кремний, хлор и даже железо синтезируются в ядерных котлах в недрах звезд – великих печах Эддингтона.

Статься B2FH начинается с удачной цитаты из шекспировского «Короля Лира»: «В небе звезды Судьбою нашей сверху руководят» [12]. И они-таки руководят, не в астрологическом, а самом буквальном смысле: то, из чего мы состоим: атомы углерода в наших мышцах, кальций у нас в костях, железо в нашей крови – все это возникло в звездах. Как поется в балладе «Вудсток», написанной в 1969 году фолк-рок-певицей Джони Митчелл, «мы звездная пыль, мы углерод, которому миллиард лет».

Ну хорошо, значит, описанная во всеобъемлющей статье B2FH теория звездного нуклеосинтеза говорит нам о происхождении привычного окружающего нас мира – атомов, из которых состоят мыши, мотоциклы и горы. Но чтобы узнать больше о загадочной темной материи в нашей Вселенной, придется, как это понял Пиблс сразу же после открытия фонового реликтового излучения, снова обратиться к короткой статье αβγ.

Это открытие Арно Пензиаса и Роберта Уилсона (кратко описанное в главе 1), которое они сделали в 1964 году, забило третий (и последний) гвоздь в гроб стационарной модели Хойла и Голда. Первым было постепенное осознание наличия во Вселенной большого количества гелия – около 24 %массы всех атомов приходится на второй по легкости элемент. (Почти 75 % массы всех атомов сосредоточено в атомах водорода, на все остальные элементы вместе взятые приходится менее 2 %.) Да, конечно, гелий синтезируется также и в раскаленных недрах звезд, но не в таком большом количестве – это способен обеспечить только нуклеосинтез Большого взрыва.

Вторым подтверждением теории Большого взрыва стало открытие радиоастрономами того, что свойства очень далеких галактик сильно отличаются от свойств галактик в наших окрестностях Вселенной. Поскольку свет далекой галактики шел до нас миллиарды лет, то отсюда следует, что в прошлом галактики выглядели не так, как сейчас. Другими словами, Вселенная не стационарна, а эволюционирует, в соответствии с теорией Большого взрыва.

Открытие фонового реликтового излучения – известного также как микроволновой фон из-за того, что максимум в его спектре приходится на длину волны около одного миллиметра, – окончательно решило спор в пользу Большого взрыва: реликтовое излучение по праву называют «эхом творения». (Я вернусь к обсуждению особенностей фонового микроволнового излучения в главе 17.) Когда Боб Дике предложил своему канадскому постдоку: «Ну, Джим, разберись-ка ты с лежащей в основе всего этого теорией», – то Пиблс понимал, что, основательно взявшись за проблему ранней Вселенной, он сможет пролить свет на химический состав нашего мира. Так что он занялся не только исследованием процесса распространения областей повышенной и пониженной плотности в горячем и вязком «бульоне» из элементарных частиц и излучения, но и постарался разобраться в том, как результат ядерных реакций, протекавших в течение первых нескольких минут после рождения Вселенной – и в особенности количество дейтерия, – менялся в зависимости от постоянно уменьшавшейся плотности материи.

Эта книга не про Большой взрыв, и поэтому я не собираюсь слишком углубляться в данную тему, отмечу лишь самое важное для нас обстоятельство – первые нуклоны (то есть составляющие атомных ядер – протоны и нейтроны) образовались из элементарных частиц, называемых кварками, когда Вселенной было около одной секунды от роду. Из-за их массы протоны и нейтроны также называют барионами, от греческого слова βαρύς, означающего «тяжелый».

Вначале протонов и нейтронов было почти поровну, но вскоре ситуация радикально изменилась. Из-за чрезвычайно высокой температуры в новорожденной Вселенной отдельные барионы вначале не могли соединяться в атомные ядра. И хотя в составе атомного ядра нейтроны устойчивы, свободные нейтроны медленно, но верно распадаются, превращаясь в протоны. И за какую-то пару минут количество нейтронов существенно уменьшилось, а доля протонов возросла.

К тому времени, когда температура упала примерно до одного миллиарда градусов (то есть стала достаточно низкой для образования атомных ядер), на нейтроны приходилась всего одна восьмая часть суммарной барионной массы, а все остальное – на протоны. В результате разнообразных ядерных реакций большинство нейтронов оказались в ядрах гелия, состоящих из двух протонов и двух нейтронов. Оставшиеся барионы – это протоны, то есть ядра атомов водорода. В ходе этого процесса ядра тяжелее гелия практически не образуются, и после недолгого и чрезвычайно высокоэнергичного периода нуклеосинтеза дальнейшее снижение температуры и плотности в ранней Вселенной привело к прекращению ядерных реакций.

Теперь мы можем без труда рассчитать результат первичного ядерного хаоса. Если вы ничего не напутаете, то обнаружите, что примерно три четверти всей барионной массы Вселенной приходится на водород, а около одной четверти – на гелий, что хорошо согласуется с имеющимися наблюдательными оценками содержания этих двух элементов. Другими словами, нуклеосинтез в процессе Большого взрыва замечательным образом объясняет наблюдаемый химический состав Вселенной, в отличие от модели стационарной Вселенной (а также модели Божественного творения).

Ну а что же у нас с дейтерием и плотностью Вселенной? При чем тут работа Пиблса? Дело в том, что ядра атомов гелия не формируются за один присест. Это происходит не в результате случайного одномоментного столкновения двух одиночных протонов и двух одиночных нейтронов. На самом деле процесс этот многоэтапный, и одним из важнейших этапов как раз является образование ядер дейтерия, о котором мы сейчас поговорим.

В отличие от ядра атома водорода, которое представляет собой просто один протон, ядро дейтерия (его иногда называют дейтоном) состоит из одного протона и одного нейтрона, удерживаемых вместе посредством сильного взаимодействия. Это тоже водород – принадлежность ядра конкретному химическому элементу определяется количеством протонов в ядре, но ядра дейтерия вдвое массивнее – отсюда его общепринятое название «тяжелый водород». Едва образовавшись, ядра дейтерия становятся участниками дальнейших ядерных реакций, которые в конце концов приводят к образованию гелия. Но на это остается мало времени – из-за вызванного расширением Вселенной быстрого падения температуры первичный нуклеосинтез прекращается и некоторое количество дейтерия остается неизрасходованным.

В своей статье, опубликованной в ноябре 1966 года в The Astrophysical Journal, Пиблс показал, что относительное содержание дейтерия во Вселенной очень сильно зависит от плотности ядерного (барионного) вещества в течение короткого периода нуклеосинтеза^5. Чем выше эта плотность, тем эффективнее протекают ядерные реакции и тем меньше остается неизрасходованного дейтерия. А следствием низкой плотности в эту критическую эпоху будет большее содержание дейтерия. То же самое справедливо и для других редких атомных ядер, в том числе и гелия‑3, состоящего из двух протонов и одного нейтрона, но для дейтерия эта зависимость наиболее выражена.

Таким образом, определение современного содержания дейтерия во Вселенной дает возможность оценить плотность Вселенной в эпоху первичного нуклеосинтеза. А отсюда уже нетрудно рассчитать плотность барионного вещества в современной Вселенной после миллиардов лет ее расширения. Другими словами, если с высокой точностью определить содержание дейтерия, то на его основе можно оценить среднюю плотность «нормального» вещества, состоящего в основном из атомных ядер (барионов).

Через пять месяцев после опубликования расчетов Пиблса его результаты получили подтверждение в другой (причем гораздо более подробной) статье в том же журнале, написанной Робертом Вагонером и Вилли Фаулером из Калифорнийского технологического института в соавторстве с Хойлом, который, несмотря на свое все еще критическое отношение к теории Большого взрыва, внес в нее существенный вклад^6. В январе 1973 года Вагонер, который тогда работал в Корнеллском университете, опубликовал результаты новых расчетов под названием «Пересмотр первичного нуклеосинтеза» (Big-Bang Nucleosynthesis Revisited)7. Казалось, что ученые действительно нашли решение сложных вопросов происхождения легких элементов в ходе первичного взрыва. Теперь для определения современной плотности барионного вещества во Вселенной осталось лишь измерить относительное содержание дейтерия.

Непосредственное измерение содержания дейтерия во Вселенной – очень трудная задача. Но тут на помощь пришли наблюдения из космоса. 21 августа 1972 года, через несколько месяцев после того, как я первый раз взглянул в телескоп на Сатурн, НАСА запустило третью орбитальную космическую обсерваторию (Orbiting Astronomical Observatory, или OAO‑3) под названием «Коперник» – в честь польского астронома в связи с приближавшимся 500-летием со дня его рождения в начале 1973 года. Один из инструментов этой обсерватории представлял собой 80-сантиметровый ультрафиолетовый телескоп со спектрографом, разработанный в Принстонском университете. В детальных ультрафиолетовых спектрах ярких звезд (которые невозможно получить с помощью наземных инструментов) видны межзвездные линии поглощения как водорода, так и дейтерия: эти атомы поглощают ультрафиолетовое излучение на некоторых длинах волн. Относительное содержание дейтерия можно рассчитать по соотношению величины поглощения в линиях дейтерия и водорода.

Техники проверяют 81-сантиметровое зеркало телескопа для спутника НАСА «Коперник». На момент его запуска в 1972 году это был крупнейший космический телескоп

В декабре 1973 года коллеги Пиблса по Принстонскому университету Джон Роджерсон и Дональд Йорк опубликовали в The Astrophysical Journal результаты первых наблюдений на телескопе «Коперник» яркой южной звезды Агена (бета Центавра)8. Оказалось, что в межзвездном пространстве на 70 000 ядер водорода приходится одно ядро дейтерия. Это все, что осталось после ядерных реакций в новорожденной Вселенной. Отсюда можно рассчитать количество барионного вещества во Вселенной, состоящего в основном из атомных ядер.

Результаты последних расчетов Вагонера, Роджерсона и Йорка дали для средней барионной плотности Вселенной оценку 1,5 × 10–31 граммов на кубический сантиметр. Практически такой же результат был получен в статье 1976 года на основе ультрафиолетовых наблюдений еще четырех звезд (среди которых была Спика – ярчайшая звезда зодиакального созвездия Дева)9. Наконец-то астрономы получили надежную оценку общего количества «нормального» вещества во Вселенной. И последствия этого результата для наших представлений о темной материи оказались катастрофическими.

Конечно же, когда они писали свою статью 1974 года «Размеры и массы галактик и масса Вселенной» (The Size and Mass of Galaxies, and the Mass of the Universe), Пиблс, Острайкер и Яхил уже знали о полученных с помощью телескопа «Коперник» результатах. Как вы, может быть, еще помните из главы 4, их оценка среднего значения отношения массы к светимости галактик основывалась на множестве динамических наблюдений и соображений. После этого они оценили число галактик в заданном объеме пространства и исходя из этого рассчитали среднюю плотность Вселенной, получив значение около 2×10–30 граммов на кубический сантиметр, что примерно в 13 раз больше результата Роджерсона и Йорка.

Если современная плотность Вселенной действительно намного выше оценки Роджерсона и Йорка, то, значит, плотность в эпоху первичного нуклеосинтеза тоже должна была быть намного выше, а содержание дейтерия – намного меньше того, что получилось по данным наблюдений телескопа «Коперник».

Разве что…

Опять все сначала. Разве что бо́льшая часть массы Вселенной сосредоточена не в барионах. Содержание дейтерия говорит лишь о средней плотности вещества, которое имеет форму атомных ядер – кирпичиков, из которых состоит «нормальная» материя, участвующая в ядерных реакциях. А что, если во Вселенной много ненормальной материи? Материи, состоящей не из атомных ядер? Небарионной материи? Эта гипотеза могла бы объяснить динамические наблюдения и при этом не противоречила бы данным измерений содержания дейтерия.

Шаг, конечно, смелый и решительный, и Острайкер, Пиблс и Яхил не спешили с выводами. Быть может, недостающее количество дейтерия могло синтезироваться через миллиарды лет после Большого взрыва в ходе какого-то иного процесса, хотя до сих пор никто не смог предложить реальный механизм. А может быть, их оценка числа галактик в местной области Вселенной оказалась завышенной. Действительно, независимые расчеты Ричарда Готта, Джеймса Ганна, Дэвида Шрамма и Беатрис Тинсли дали менее катастрофичный результат^10. Но с годами космологи стали постепенно осознавать, что природа говорит нам нечто очень важное. Если по какой угодно причине средняя плотность Вселенной существенно выше величины, вытекающей из расчетов нуклеосинтеза в рамках модели Большого взрыва, то мы будем вынуждены признать наличие большого количества небарионной материи. Таинственной и темной.

Каптейн, Оорт, Цвикки, Пиблс, Острайкер, Рубин и Форд – все они обнаруживали косвенные свидетельства наличия существенного количества темной материи. Но сами по себе их результаты не означали, что «темная» материя обязательно должна быть еще и «таинственной». Их вполне можно было объяснить наличием большого числа карликовых звезд низкой светимости, гигантских облаков межзвездного газа или даже популяции невидимых черных дыр. Но все изменилось, когда теория Большого взрыва стала общепринятой. Большой взрыв пронес через миллиарды лет еще одну улику для вынесения вердикта по вопросу о темной материи: это не какой-то астрофизический объект, а странная неизвестная частица. И сразу же старые идеи – простые объяснения – оказались отброшены в сторону. Небарионная темная материя – пора уже начать привыкать к ней.

Готт, Ганн, Шрамм и Тинсли предваряют свою основательную статью о плотности Вселенной цитатой из римского поэта и философа Лукреция:

А потому перестань, лишь одной новизны устрашаясь,

Наше ученье умом отвергать, а сначала сужденьем

Острым исследуй его и взвесь; и, коль прав окажусь я,

Сдайся… [13]

И действительно, что еще остается, кроме как сдаться?

Они могли бы еще добавить убийственную цитату из сериала «Звездный путь»: «Сопротивление бесполезно».

8. Радиоастрономические мемуары

Обидно?

Альберт Босма задумался лишь на мгновение, а потом решительно ответил: «Не то чтобы обидно, но я все записываю. Кто знает, может, когда-нибудь издам книгу».

Большинство его коллег-радиоастрономов, а также тех, кто занимается историей исследования темной материи, признают, что открытия, которые Босма совершил в середине 1970-х годов, стали первыми убедительными доказательствами, окончательно подтвердившими существование темной материи в галактиках. Но за пределами своего профессионального круга он почти никому не известен. Вместо него у всех на устах имя Веры Рубин. Как ему после этого не расстраиваться!

Этот разговор с невысоким длинноволосым бородатым астрономом происходит в служебном корпусе радиоастрономической обсерватории Вестерборк в малонаселенной нидерландской провинции Дренте^1. Обсерватория была построена рядом с бывшим нацистским транзитным лагерем. С 1942 по 1944 год 97 776 евреев и цыган – среди них была Анна Франк с семьей – были отсюда депортированы в Аушвиц (Освенцим) и Собибор, где почти все они были убиты. В наше время Вестерборк – это мирное место, где люди занимаются изучением тайн Вселенной. Сейчас холодное ноябрьское утро, слегка моросит, но временами сквозь облака пробивается солнце, подсвечивая многокилометровый ряд из четырнадцати 25-метровых радиоантенн.

Босма намного старше возраста выхода на пенсию, но все еще продолжает активно работать в Марсельской астрофизической лаборатории. Он только что вернулся из командировки в Китай и сейчас навещает свою семью в Нидерландах. Альберт вырос в провинции Дренте в небольшой деревушке под названием Смильде. Именно здесь он заинтересовался астрономией с подачи своего учителя математики доктора Кноля. А в обсерватории Вестерборк Босма выполнил свои эпохальные наблюдения – это была часть его работы над диссертацией, которую он защитил в Гронингенском университете. Наблюдения, о которых многие ничего не слышали.

«Конечно, можно начать биться за приоритет, – говорит он, – но тогда не останется времени ни на что другое».

Несомненно одно: Рубин и Форд в посвященной галактике Андромеды статье, о которой говорится в главе 5, на самом деле не доказали существование темной материи. Они не могли этого сделать. Как написано в вышедшей в 2006 году книге «Поиски темной материи» (In Search of Dark Matter) австралийского астронома Кена Фримена и учителя физики Джеффа Макнамары, «полученные по оптическим данным плоские кривые вращения лишь в редких случаях могут служить убедительным доказательством существования темной материи по той причине, что они не достигают достаточно удаленных от центра областей галактики»2.

А еще Рубин с Фордом не были первыми астрономами, обратившими внимание на странности вращения дисковых галактик. Еще за 30 с лишним лет до них Хорес Бэбкок, который в 1964 году стал директором Паломарской обсерватории, обнаружил, что на краю видимого диска галактики Андромеды скорость вращения больше, чем ожидалось^3. Похожие результаты были также получены Вальтером Бааде и Николасом Мейолом в 1951 году^4.

Более того, в том самом году, когда Рубин с Фордом опубликовали свои результаты для галактики Андромеды, Фримен также обнаружил, что в некоторых галактиках вещества больше, чем можно судить по данным оптических наблюдений. Фримен исследовал распределение яркости в дисках 36 галактик и рассчитал ожидаемые кривые вращения для этих систем, предполагая, что они состоят исключительно из звезд. В то время данные о вращении имелись только для немногих галактик, и как минимум в двух случаях – М33 и NGC300 – измеренные кривые вращения отличались от рассчитанных^5. «Если нет ошибок в [данных], – пишет Фримен в своей статье в Astrophysical Journal, – то, значит, в этих галактиках должна присутствовать дополнительная, ненаблюдаемая материя… Ее масса должна быть не меньше массы видимой галактики, а распределение должно сильно отличаться от… распределения оптической [части] галактики».

Так что да, происходило нечто странное, но не настолько, чтобы служить убедительным доказательством наличия вокруг галактик обширных гало из темной материи. В конце концов, оптические наблюдения позволили выявить распределение массы только в видимой части галактики. Как отметили Рубин и Форд в своей статье 1970 года, «экстраполяция за пределы этого расстояния – это, безусловно, дело вкуса».

Или вопрос диапазона длин волн. За пределами видимой границы галактики расположены разреженные невидимые газовые облака холодного водорода, которые наблюдаются только в радиодиапазоне.

Примерно в 100 километрах пути от сельского дома Кента и Эмили Форд в Милборо-Спрингс через Аллеганские горы до округа Покахонтас в штате Западная Виргиния находится почтенная обсерватория Грин Бэнк с ее знаменитым крупнейшим в мире полноповоротным радиотелескопом – самая настоящая Мекка для историков науки. До 30 сентября 2016 года она была подразделением Национальной радиоастрономической обсерватории (National Radio Astronomy Observatory, NRAO)6.

Сразу за въездом на территорию обсерватории расположена точная копия 30-метровой «карусельной» антенны физика Карла Янского в натуральную величину – той самой антенны, с помощью которой в 1931 году впервые было зарегистрировано радиоизлучение из космоса. По другую сторону от въездной дороги находится отреставрированная и свежеокрашенная 9,4-метровая антенна, построенная спустя шесть лет радиоинженером Гроутом Ребером во дворе дома его матери для создания грубой карты неба в радиодиапазоне. А в доме для приезжих есть доска в память о том, что именно здесь в ноябре 1961 года сотрудник обсерватории астроном Фрэнк Дрейк представил свое знаменитое уравнение. (Уравнение Дрейка – это формула для оценки числа внеземных цивилизаций в нашей Галактике, от которых мы в принципе можем принять радиосигналы.)

Другой, несколько менее заметный экспонат – а на самом деле именно тот, благодаря которому Босма и его коллеги-радиоастрономы смогли выполнить свои наблюдения, – это рупорная антенна, с помощью которой студент-магистрант Гарвардского университета «Док» Юэн и его научный руководитель Эдвард Пёрселл зарегистрировали радиоизлучение нейтрального водорода – радиоволны с особой частотой 1420,4 МГц, соответствующей длине волны 21,1 сантиметра. Благодаря этому знаменательному открытию, сделанному 25 марта 1951 года (в Пасхальное воскресенье – Юэн тогда работал без выходных), астрономы смогли исследовать внешние области далеких галактик. Поскольку эффект Доплера действует в радиодиапазоне так же, как и для видимого света, точные наблюдения линии 21 см позволяют исследовать кинематику водорода, в том числе и вращение газовых облаков вокруг центра галактики, далеко за пределами видимого диска – там, где практически уже нет звезд.

На поиски линии 21 см Юэна и Пёрселла подвигло предсказание ученика Оорта, нидерландского астронома из Лейдена Хенка ван де Хюлста. В 1944 году, во время Второй мировой войны, дальновидный научный руководитель попросил ван де Хюлста – сына знаменитого нидерландского детского писателя – проверить, нельзя ли из недавно открытого радиошума извлечь какую-нибудь информацию о вездесущем холодном нейтральном водороде в межзвездном пространстве. Изучив соответствующую литературу и выполнив ряд арифметических расчетов, 25-летний студент пришел к выводу, что на длине волны 21 см должен быть слабый «водородный» сигнал.

Сразу же после войны Лейденская группа переделала 7,5-метровую немецкую военную радиолокационную антенну в радиотелескоп и приступила к поиску линии 21 см. Но из-за того, что у них сгорел приемник, зарегистрировать эту линию удалось лишь через семь недель после открытия Юэна и Пёрселла, которые знали о предсказании ван де Хюлста. Вскоре после этого австралийские радиоинженеры Крис Кристенсен и Джим Хиндман тоже зарегистрировали эту линию – это было третье независимое обнаружение, и все три результата были опубликованы в одном и том же номере журнала Nature, вышедшем 1 сентября 1951 года^7.

В то время Оорт был занят сбором средств для 25-метрового радиотелескопа Двингело, который какое-то время был крупнейшим в мире. Этот инструмент был введен в эксплуатацию в апреле 1956 года, и ему было суждено войти в историю благодаря созданной с его помощью первой подробной карты спиральной структуры нашей собственной Галактики. Но объектом первых наблюдений на телескопе Двингело в линии 21 см был не Млечный Путь, а галактика Андромеды. Астрономы Хуго ван Верден и Эрнст Раймонд под руководством ван де Хюлста получили первую кривую вращения другой галактики, основанную на наблюдениях HI. (Как вы, возможно, помните из главы 5, HI – это нейтральный водород, а HII – ионизованный водород.)

Это было на заре радиоастрономии. Для каждого 15-минутного измерения требовалась ручная подготовка огромной антенны и громоздкого линейного приемника. Поправки для уточнения наведения на исследуемый объект приходилось рассчитывать вручную. Данные фиксировались на бумаге с помощью самописца. В свободное от наблюдений или настройки аппаратуры время ван Верден и Раймонд спали в гостевой комнате конструктора и администратора телескопа Лекса Мюллера, чей дом располагался рядом с антенной. Миссис Мюллер кормила их завтраком, обедом и ужином.

Полученные в Двингело результаты для галактики Андромеды были опубликованы в ноябре 1957 года в журнале Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands^8. В интервью, которое ван Верден дал в 2020 году, незадолго до своей смерти, он вспомнил, что скорость вращения действительно практически не уменьшалась с расстоянием от центра галактики, но тогда это никого не удивило. «Это не считалось серьезной проблемой», – сказал он. Отношение к этому стало постепенно меняться, только когда другие астрономы выполнили более подробные радионаблюдения ближайшей к нам [спиральной] галактики и получили кривые вращения HI для других дисковых галактик^9.

Одним из этих астрономов был Сет Шостак, который впоследствии стал старшим астрономом Института SETI в Маунтин-Вью (штат Калифорния)10. (SETI расшифровывается как Search for ExtraTerrestrial Intelligence [«Поиск внеземных цивилизаций»]. Увы, пока еще ничего не нашли.) В конце 1960-х годов в процессе подготовки своей диссертации Шостак провел много времени в радиоастрономической обсерватории в Оуэнс-Вэлли Калифорнийского технологического института, расположенной вблизи от города Биг-Пайн (штат Калифорния), неподалеку от границы со штатом Невада. Там он изучал распределение и динамику нейтрального водорода в трех галактиках, в том числе и в NGC2403, которая в 3,5 раза дальше от нас, чем галактика Андромеды^11.

В то время, когда Шостак занимался этими исследованиями, радиоастрономы уже создали гораздо более крупные телескопы, чем 25-метровая антенна в нидерландском Двингело или антенны в Оуэнс-Вэлли. Обсерватория Джодрелл-Бэнк на севере Англии могла похвастаться 76-метровым радиотелескопом (который теперь носит имя Ловелла в честь первого директора обсерватории Бернарда Ловелла); в Австралии работал 64-метровый радиотелескоп Паркс в штате Новый Южный Уэльс, который иногда называют просто The Dish («Тарелка»); рекордсменом тогда был гигантский 90-метровый телескоп в обсерватории Грин-Бэнк. Но малые размеры и чувствительность радиотелескопов в Оуэн-Вэлли компенсировались их маневренностью и более высоким угловым разрешением, то есть способностью различать более мелкие детали.

В распоряжении Шостака были два совершенно одинаковых радиотелескопа диаметром 27,4 метра, которые, однако, могли передвигаться по рельсам, а получаемые ими данные объединялись в единый массив наблюдений, как если бы инструменты представляли собой небольшие фрагменты огромной виртуальной антенны. Такого рода система, называемая интерферометром, не только обеспечивает более высокое разрешение по сравнению с инструментом с одной антенной, но также и намного более эффективна. Радиотелескопы обычно отличаются очень малым полем зрения – это все равно что смотреть на небо через соломинку, так что для получения большой картины приходится делать много последовательных наблюдений, на что обычно уходит несколько дней или даже недель. Интерферометр же способен построить двумерное радиоизображение меньше, чем за день с помощью процедуры, называемой апертурным синтезом.

Чаще всего Шостак оставался в обсерватории один, проводя ночи напролет в операторной, прислушиваясь к жутковатому скрежету антенн снаружи. Он не мог отделаться от мыслей о множестве галактик, звезд и планет во Вселенной и о том, что где-то там могут быть другие цивилизации. А что, если попробовать подслушать с помощью радиотелескопов межзвездные разговоры? Именно так предложили поступить физики Джузеппе Коччони и Филип Моррисон в своей статье, опубликованной в 1959 году в журнале Nature^12. Если знать, где искать, то нетрудно понять, когда у Шостака возник такой интерес к проблеме SETI. Он закончил свою написанную в 1972 году диссертацию словами: «Эта диссертация посвящается [галактике] NGC2403 и ее обитателям, которые могут получить экземпляры по предоплате».

С 1971 по 1973 год Шостак со своим научным руководителем Дэвидом Рогстагом, который переехал в Гронинген в Нидерландах, чтобы работать на новом Вестерборкском телескопе, опубликовал несколько статей с результатами исследования шести галактик, в том числе NGC2403, M101 (ее еще иногда называют «Вертушкой») и M33 – это третий крупный член так называемой Местной группы галактик, которой принадлежат также Млечный Путь и галактика Андромеды. Во всех случаях оказалось, что состоящие из водорода холодные газовые облака за пределами оптической границы галактики обращаются вокруг центра системы гораздо быстрее, чем ожидалось, что свидетельствует о наличии «во внешних областях этих галактик вещества с низкой светимостью» – это цитата из статьи, опубликованной авторами в сентябре 1972 года в The Astrophysical Journal^13.

А тем временем астроном Мортон Робертс из Национальной радиоастрономической обсерватории США исследовал нейтральный водород в галактике Андромеды на введенном в эксплуатацию в 1962 году радиотелескопе Грин-Бэнк – на тот момент крупнейшем в мире. Свои первые результаты, превосходившие полученные на основе пионерских наблюдений ван де Хюлста и ван Вердена в Двингело, Робертс опубликовал в 1966-м – всего через год после того, как Вера Рубин начала работать с Кеном Фордом в одном кабинете в отделе земного магнетизма Института Карнеги^14. В посвященной галактике Андромеды публикации Рубин и Форда 1970 года есть ссылка на эту статью Робертса. В своей статье Робертс ссылался на посвященную галактике Андромеды статью Рубин и Форда 1970 года. «Я был хорошо знаком с Верой, – сказал мне Робертс в интервью в Zoom, находясь у себя дома в Александрии, штат Виргиния. – Она была очень приветливым человеком и рада была встретить астронома-мужчину, готового ее выслушать»15.

В начале 1970-х – когда у него стали получаться все более качественные результаты для галактики Андромеды, итогом чего стала опубликованная в 1975 году статья в соавторстве с Робертом Уайтхерстом, – Робертс позвонил Вере Рубин^16. «У меня есть для тебя кое-что интересное, – сказал он ей. – Ты будешь у себя на этой неделе?» Спустя несколько дней он проехал почти 200 километров из штаб-квартиры Национальной радиоастрономической обсерватории в Шарлотсвилле, штат Виргиния, до лаборатории отдела земного магнетизма Института Карнеги в Вашингтоне, чтобы встретиться с Рубин, Фордом, их коллегой Норбертом Тоннардом и аспиранткой Гарвардского университета Сандрой Фабер, которая проживала тогда в Вашингтоне и которой Рубин предоставила на время рабочий стол в отделе земного магнетизма.

«Принесите, пожалуйста “Хаббловский атлас галактик”», – попросил Робертс Сандру Фабер. Та сходила в библиотеку и принесла знаменитое издание 1961 года с великолепными черно-белыми фотографиями нескольких десятков галактик. Робертс открыл атлас на странице со спиральной галактикой Андромеды. Он взял кальку и нанес на нее самые последние измерения скорости водорода вплоть до 95 000 световых лет от центра – далеко за пределами изображения галактики в атласе. И даже там кривая вращения галактики оставалась плоской. Наступила тишина. Когда Фабер спросила: «Ну и что? А что такого важного в плоской кривой вращения?» – все обернулись к ней. «Разве ты не видишь? Там же ничего не светится!»

С тех пор на кривой вращения галактики Андромеды обычно изображают в том числе и данные выполненных Робертсом измерений скоростей HI во внешних частях системы, хотя сам Робертс считает, что знаменитый график на фоне галактики – тот самый, что я видел дома у Кента Форда, – был опубликован только в 1987 году.

Непонятно, знали ли Рубин, Форд и Тоннард о работе Рогстада и Шостака – троица не ссылалась на них в своих статьях 1978 и 1980 года. Но Шостак считает, что они просто не могли о ней не знать. «Благодаря Морту Робертсу я в 1972 году устроился на должность постдока в Национальную радиоастрономическую обсерваторию, – говорит он. – Тогда там проходила летнюю практику 20-летняя дочь Веры Джуди, которая потом тоже стала астрономом. Я уверен, что она обсуждала нашу работу со своей мамой. У Веры плоские кривые вращения появились лишь спустя пару лет, а мы получили такие за несколько лет до этого».

Но для большинства астрономов радиоастрономия тогда была внове, и, по словам Робертса, немногие всерьез относились к полученным результатам. «Некоторые были настроены явно скептически, – говорит он. – Большинство воспринимали их как минимум очень осторожно. И, конечно же, никто не связывал их с результатами более ранних исследований скоплений галактик, выполненных Фрицом Цвикки». Многих еще предстояло убедить в реальности темной материи.

Ситуация в корне изменилась – как минимум в отношении кривых вращения – благодаря нидерландскому радиоинтерферометру Westerbork Synthesis Radio Telescope (Вестерборкский синтезаторный радиотелескоп), который работает по тому же принципу, что и интерферометр в Оуэнс-Вэлли, но состоит не из двух, а из 14 антенн диаметром 25 метров каждая^17. Этот задуманный Яаном Оортом инструмент, введенный в строй 24 июня 1970 года и первоначально состоявший из 12 антенн, привлек множество ученых из других стран, большинство из которых стали работать в астрономической лаборатории Каптейна в Гронингенском университете. Рогстад провел там пару лет, консультируя студентов – среди которых был и Альберт Босма – по вопросам анализа данных и вычислительной техники. Робертс отправился в Гронинген для проведения вместе с Арнольдом Ротсом наблюдений спиральной галактики M81 в линии 21 см. А Шостак приехал в лабораторию в 1975 году и пробыл там 13 лет.

Босма как-то назвал гронингенских радиоастрономов «революционерами лаборатории Каптейна». На Кембриджской конференции 1973 года в Англии молодые коллеги беззастенчиво хвастались, утверждая, что Вестерборкский телескоп гораздо лучше старого Кембриджского интерферометра. Выдающийся британский радиоастроном и директор обсерватории Мартин Райл, который в некотором смысле является изобретателем метода апертурного синтеза, написал Оорту официальное письмо, в котором жаловался на неподобающее поведение некоторых его сотрудников. Впоследствии «вестерборкских ковбоев» допустили на конференцию в шведском Онсала только под присмотром более старшего сотрудника, чтобы они опять совсем не отбились от рук.

Хотя, конечно, как показало исследование Альберта Босмы, Вестерборкский телескоп действительно был очень мощным инструментом. Босма воспользовался новым прибором: вдохновившись идеей Рогстада, гронингенский астроном Рон Аллен разработал спектрометр, позволявший выполнять одновременные наблюдения на 80 слегка отличающихся длинах волн. С помощью этого 80-канального приемника с набором фильтров Босма исследовал одну галактику за другой, измеряя доплеровские смещения как внутри, так и вне оптических границ, и в каждом случае строил карту распределения скоростей и распределения нейтрального водорода во всей галактике, обнаруживая изгибы в самых внешних частях водородного диска.

Радиоинтерферометр Westerbork Synthesis Radio Telescope (Вестерборкский синтезаторный радиотелескоп) в Нидерландах, с помощью которого Альберт Босма измерял скорости вращения во внешних областях спиральных галактик

Это все, похоже, подтверждало более ранние и менее точные результаты, полученные с менее чувствительными инструментами Рогстадом и Шостаком, а также Робертсом и Уайтхерстом. Оказалось, что как минимум у 25 галактик кривые вращения остаются плоскими очень далеко от центра, что свидетельствует о большом количестве невидимой массы далеко за пределами оптического диска. Босма доложил предварительные результаты на конференциях в 1976 и 1977 годах, но значение работы стало в полной мере ясно после опубликования в 1978 году его диссертации «Распределение и кинематика нейтрального водорода в спиральных галактиках разных морфологических типов»18. Уже позже, в том же году Рубин, Форд и Тоннард представили свои результаты всего лишь для 10 галактик, основанные исключительно на оптических наблюдениях.

Так что, Альберту Босма действительно обидно?

Ну, во всяком случае замечательно было прочесть столько разных точек зрения, сказал он. Например, в книге «Космический коктейль» (The Cosmic Cocktail), изданной в 2014 году, астрофизик-теоретик Кэтрин Фриз пишет: «Именно работа Рубин и Форда окончательно решила вопрос о темной материи в галактиках. Выполненные ими наблюдения убедили астрономов в существовании темной материи… и за это открытие они оба заслуживают Нобелевской премии»19. В опубликованном в журнале Nature некрологе Рубин астрофизик Нета Бакал тоже называет ее «“матерью” плоских кривых вращения и темной материи» и отмечает, что «ее революционная работа подтвердила существование темной материи и то, что галактики окружены гало из темной материи, в которых, как мы теперь знаем, сосредоточена большая часть массы Вселенной»20.

Да, Босма написал письмо в редакцию по поводу опубликованного Бакал некролога^21. В этом письме он объясняет, что в тексте Бакал «проблема темной материи представлена в чрезмерно упрощенном виде» – для исследования самых внешних областей галактик требуются данные радиоастрономических наблюдений. Но невозможно реагировать на все неполные или предвзятые публикации, когда так много интересных задач в радиоастрономии. «Так много всяких толкований по этому поводу, – говорит он, – и в большинстве случаев они не имеют никакого отношения к истине. Я просто отслеживаю все точки зрения, но сомневаюсь, стоит ли писать книгу – у меня для этого просто недостаточно времени».

У Шостака тоже смешанные чувства по этому поводу. «Альберт мне очень симпатичен, – говорит он мне, – но я не очень расстроен». Конечно, «Вера действительно была не первой. Все эти разговоры про Нобелевскую премию и то, что теперь в ее честь назван большой телескоп… оставляют чувство некоторой неловкости». Ну и вообще-то сама она никогда не заявляла о своем первенстве. И действительно, как я уже отмечал выше, в статье Рубин, Форда и Тоннарда есть ссылка на диссертацию Босмы. А в статье 1978 года ее авторы прямо говорят: «Именно Морт Робертс с соавторами первыми обратили внимание на плоские кривые вращения».

Сандра Фабер, которая впоследствии стала профессором Калифорнийского университета в Санта-Крузе, считает, вопреки общепринятому мнению, что то, что Рубин была женщиной, наоборот, помогло ей войти в историю. Это замечательный пример обратного гендерного неравенства. «Диссертация Босмы блестяща. Через 200 лет, – полагает она, – люди, безусловно, поймут важность его вклада [в науку]». Хотелось бы, чтобы это случилось поскорее.

Часть II

Бивень

9. На холод

Вы уже, наверное, начали задаваться вопросом, когда же мы наконец оставим позади прошлое и перейдем к современности. В конце концов, мы уже проделали треть пути и до сих пор в 1970-х годах. Но не беспокойтесь, мы доберемся-таки до нашего времени. Если вы хотите разобраться в поисках решения загадки темной материи, то сначала надо узнать, как возникла сама эта проблема. И хотя этой загадке уже почти 100 лет, но, как мы могли убедиться в главе 3, случилось так, что почти все важнейшие события произошли в бурные семидесятые.

Если коротко, то мы узнали, что галактики могут быть устойчивыми только будучи окружены гигантскими массивными гало. Более того, галактики оказались гораздо массивнее, чем можно судить по их видимому содержимому. Скорость вращения не уменьшается с расстоянием от центра галактики, а остается более или менее постоянной – это свидетельствует о том, что вещества в галактиках больше, чем мы видим в телескоп. Относительно ровный характер распределения яркости фонового реликтового излучения говорит о том, что уже в первые мгновения после Большого взрыва началось образование темного массивного каркаса из каких-то странных элементарных частиц, который лишь потом стал «обрастать» притянутой к нему привычной барионной материей. Наконец, в процессе Большого взрыва не могло образоваться достаточного количества барионной материи, чтобы объяснить динамические наблюдения и рост крупномасштабной структуры Вселенной, а значит, большая часть гравитирующей массы во Вселенной должна быть сосредоточена в некой непонятной, небарионной форме.

Если все это кажется вам непонятным даже сейчас, спустя столько времени, представьте себе, насколько это было странным для ученых в 1970-е годы. Далеко не все имели в своем распоряжении полную информацию, некоторые наблюдения оказались более надежными, чем другие, да к тому же астрономам, привыкшим исследовать звезды и галактики с помощью оптических телескопов, вдруг пришлось разбираться в сложных вопросах радиоастрономии и физики элементарных частиц. Так что не следует удивляться неосведомленности, осторожности и скептицизму многих ученых. События развивались так стремительно, что многие ученые предпочитали занимать выжидательную позицию.

Началось это в 1979 году благодаря 52-страничной обзорной статье в журнале Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, написанной Сандрой Фабер и Джоном Галлахером^1. Этот обзор, озаглавленный «Массы и отношение массы к светимости в галактиках», подытоживал имевшиеся на тот момент свидетельства существования темной материи, включая описанные в последней главе наблюдения Альберта Босмы. Авторов интересовали в первую очередь динамика и массы галактик – статья начинается следующими словами: «Есть ли в галактиках нечто, скрытое от нашего взгляда (или невидимое на фотографиях)?» Как писали Фабер и Галлахер, их «особенно интересовало современное состояние проблемы “недостающей массы”», и они пришли к недвусмысленному выводу: «Мы считаем, что совокупность рассмотренных свидетельств говорит о том, что аргументы в пользу существования невидимой массы во Вселенной очень убедительны и становятся все более вескими».

Напомним, что всего за восемь лет до этого – когда Мортон Робертс демонстрировал Вере Рубин результаты своих радиоастрономических наблюдений галактики Андромеды – Фабер, тогда еще аспирантку, плоские кривые вращения совершенно не впечатлили. После того, как в 1972 году она перебралась в Ликскую обсерваторию Калифорнийского университета в Санта-Круз, Фабер продолжила работать над своей диссертацией о динамике и эволюции эллиптических галактик – огромных систем овальной формы из случайным образом движущихся звезд^2.

У эллиптических галактик нет четко выраженного регулярно вращающегося диска. У них также нет расположенных далеко от центра облаков нейтрального водорода, и поэтому получение кривых вращения для таких галактик представляет собой гораздо более трудную задачу. Вместо этого Фабер занялась изучением дисперсии скоростей – то есть степени разброса скоростей звезд в пределах эллиптической галактики. И хотя аргументы в пользу наличия невидимой массы в окрестностях эллиптических галактик были не столь убедительны, как в случае спиральных галактик, все же ряд данных свидетельствовали о том, что эллиптические галактики тоже окружены огромными гало из темной материи.

Интерес Фабер к тайне темной материи только усилился, когда в Санта-Круз приехал Острайкер с докладом о его совместной работе с Пиблсом и Яхилом. Фабер опубликовала в 1979 году статью в журнале Annual Reviews в соавторстве с Джоном Галлахером – учеником Острайкера, впоследствии ставшим директором обсерватории Лоуэлла во Флагстаффе (штат Аризона). Именно такую публикацию все и ждали – ясную, информативную, основанную на фактах, легко читаемую, достоверную, полную и с однозначными выводами. Астрономическое сообщество наконец убедилось в реальности темной материи. По словам авторов, «не было представлено никакого другого приемлемого объяснения». И вскоре темная материя пришла на страницы школьных учебников.

Спустя пять лет, в октябре 1984 года, в журнале Nature была опубликована еще одна судьбоносная статья с участием Фабер. На это раз вопрос состоял не в том, «реальна ли темная материя», а в том, «о какой именно темной материи идет речь». В статье также обсуждалась роль темной материи в происхождении крупномасштабной структуры Вселенной и образовании галактик. Меньше чем за 10 лет таинственная субстанция проделала путь от непонятного ингредиента Вселенной до главного архитектора физического мира, без которого не было бы галактик, звезд, планет или людей вроде нас с вами.

Вопрос о «виде темной материи» может на первый взгляд показаться странным. Разве мы не пришли к выводу, что она должна быть небарионной? В конце концов, ведь количества атомных ядер, которые образовались в ходе Большого взрыва, недостаточно для объяснения оценки современной плотности Вселенной, основанной на динамических соображениях? Это действительно так. Но у небарионных элементарных частиц могут быть самые разные свойства. С одной стороны, они могут быть очень массивными (для элементарных частиц) и поэтому двигаться со сравнительно малыми скоростями, или же, наоборот, очень легкими, и в этом случае они должны носиться со скоростями, близкими к скорости света.

Например, электроны – это маломассивные быстродвижущиеся частицы, а поскольку они не состоят из кварков, то формально не относятся к барионам. Очевидно, что темная материя не может состоять из отрицательно заряженных электронов – ведь при наличии у них заряда частицы темной материи давно были бы обнаружены. Но есть ведь небарионная элементарная частица, которая не обладает зарядом – это нейтрино. Может ли темная материя состоять из нейтрино?

Про нейтрино пойдет речь в главе 23. Пока что достаточно сказать, что эти частицы не входят в состав атомов и молекул и что несметное их количество образовалось при Большом взрыве. Может ли темная материя состоять из нейтрино, зависит от того, есть ли у этих частиц масса, пусть даже очень маленькая. Если да, то благодаря их огромному количеству нейтрино вполне могут объяснить большое значение плотности Вселенной, полученное из анализа динамики галактик.

Перед тем как окунуться в проблему массы нейтрино, следует немного поговорить о массах элементарных частиц. Физики обычно выражают массы элементарных частиц в единицах энергии. Ведь, в соответствии со знаменитым уравнением Альберта Эйнштейна E = mc^2, масса (m) и энергия (E) могут взаимно превращаться друг в друга. Например, масса электрона (9,11×10–31 кг) эквивалентна энергии 511 000 электронвольт (эВ). Протоны же намного массивнее – масса одного протона в 1836 раз больше массы электрона и соответствует энергии 938,3 миллиона эВ (МэВ). (Один электронвольт – это кинетическая энергия, которую приобретает один электрон, ускоренный разностью потенциалов в 1 вольт, – она равна 1,6×10–19 джоуля.) Если вас утомляют такие подробности, то просто запомните, что масса протона очень мала (около одной триллионной массы типичной бактерии), а масса электрона еще почти в 2000 раз меньше. А что же с нейтрино?

Нейтрино свободно проносятся по Вселенной, оставаясь совсем незаметными, и, согласно Стандартной модели физики элементарных частиц, их масса должна быть в точности равна нулю. Только вот некоторые научные теории порой оказывались неверными.

Где-то около 1980 года главным сторонником идеи о том, что темная материя может состоять из массивных нейтрино (имелось в виду, что их масса отлична от нуля, а не то, что она большая!), был физик-теоретик Яков Зельдович. Он сыграл ключевую роль в советской программе создания ядерного оружия во время Второй мировой войны. Зельдович также первым рассчитал, каким образом современная крупномасштабная структура Вселенной – скопления и сверхскопления галактик, а также космические пустоты – могла возникнуть из малых флуктуаций плотности в «первичном бульоне» под действием одной лишь гравитации. Мог ли этот процесс начаться со скучивания нейтрино? Может ли темная материя состоять из нейтрино?

Всего в пяти километрах на юго-восток от места работы Зельдовича – Московского государственного университета – его коллеги Валентин Любимов и Евгений Третьяков в Институте теоретической и экспериментальной физики пытались с середины 1970-х годов измерить массу нейтрино. В 1980 году они объявили о полученном ими впечатляющем результате – да, у нейтрино есть масса, хотя и очень маленькая. Согласно их экспериментам, масса нейтрино составляет от 14 до 46 эВ, то есть примерно в 17 000 раз меньше массы электрона.

Это невероятно малая масса, но, с учетом огромного числа реликтовых нейтрино во Вселенной, такой массы как раз хватило бы, чтобы решить загадку темной материи. Невидимое вещество в гало галактик, таинственная материя, удерживающая галактики и скопления галактик от распада, – быть может, все это наши старые знакомые – крохотные нейтрино!

Понятно, что Зельдович очень обрадовался. Он сказал в своей речи на банкете во время конференции в Таллине (Эстония) в апреле 1981 года, посвященной обсуждению новых результатов: «Наблюдатели работают ночами, не покладая рук, теоретики интерпретируют наблюдения, часто ошибаясь, исправляя свои ошибки и переделывая все заново, и при этом бывают редкие моменты ясности. Сегодня один из таких моментов, когда у нас есть бесподобное чувство, что мы поняли тайны природы»3.

К сожалению, это бесподобное чувство продлилось недолго. Другие группы ученых – в Цюрихе и в ЛосАламосской национальной лаборатории в штате Нью-Мексико – не подтвердили результаты Любимова и Третьякова. Они пришли к выводу, что нейтрино, скорее всего, не имеют массы, во всяком случае их масса не превышает 10 эВ или около того – а значит, не могут претендовать на роль частиц темной материи. К тому же это была не единственная проблема. В частности, если нейтрино, скучиваясь, образовали начальные «зародыши», то формирование крупномасштабной структуры Вселенной должно было иметь вид «нисходящего процесса», то есть вначале должны были образоваться сверхскопления, которые лишь затем стали дробиться на уплотнения размером со скопления галактик, а уже потом – и на отдельные галактики. Но в 1980 году астрономам уже было известно, что галактики образовались на очень раннем этапе истории Вселенной.

Итак, в начале 1980-х годов космологи и специалисты по физике элементарных частиц столкнулись со следующей проблемой: согласно астрономическим наблюдениям, Вселенная гораздо массивнее, чем она выглядит. Теория Большого взрыва говорит нам, что эта «недостающая масса» (хотя ее лучше было бы назвать «недостающим излучением») не может состоять из обычных атомных ядер. Но единственные известные нам незаряженные небарионные элементарные частицы – нейтрино – не подходят на эту роль. И что теперь?

И тут появляется Джоэл Примак^4. Когда-то Примак занимался в Гарвардском университете физикой элементарных частиц, в конце 1970-х годов он решил сменить область исследований. Сделал он это вопреки мнению большинства своих коллег, которые считали, что переход в астрофизику повредит его карьере. Но Примаку нравилась сложность и прежде всего запутанность тогда еще только зарождавшейся области науки – космомикрофизики. Там он мог заниматься тем, о чем до него никто даже не задумывался. Стандартная модель физики элементарных частиц была уже вся выстроена и подтверждена лавиной открытий, ставших возможными благодаря ускорителям на встречных пучках; теперь пришло время сделать то же самое для космологии.

Примак перешел в Калифорнийский университет в Санта-Круз. Его кабинет располагался недалеко от кабинета астронома Джорджа Блументаля, только дальше по коридору. Блументаль вместе со специалистом по физике элементарных частиц Хайнцом Пейджелсом из Рокфеллеровского университета стали работать в новом проекте. В сентябре 1982 года трое ученых опубликовали в журнале Nature краткую статью под названием «Образование галактик из бездиссипативных частиц тяжелее нейтрино»5. Идея была довольно простая: если нейтрино не могли собраться в «сгустки» размером с галактики из-за своей малой массы и, следовательно, больших скоростей, то это вполне могло получиться у более массивных частиц. И действительно, авторы показали, что если темная материя состоит из частиц с массой 1 кэВ (1000 килоэлектронвольт, что составляет всего 0,2 % массы электрона), то размеры первых «сгустков» вещества должны были быть примерно как у галактик, а типичная масса – около одного триллиона масс Солнца.

Замечательно, значит, если темная материя состоит из нейтральных небарионных частиц с массой около 1000 эВ, то новорожденная Вселенная естественным образом разделилась бы на галактики. Проблема была бы решена. За исключением одного важного момента: мы не знаем никаких нейтральных небарионных частиц с массой 1000 эВ. Посмотрите список всех элементарных частиц в Стандартной модели – таких вы там просто не найдете. Так что же, Блументаль, Примак и Пейджелс просто придумали нужную им частицу?

Сандра Фабер (слева), Джордж Блументаль (в центре) и Джоэл Примак (справа) в Ликской обсерватории в 1984 году. На фотографии на стене запечатлена одна из ближайших к нам спиральных галактик M33

И да и нет. Действительно, нет ни малейших наблюдательных свидетельств в пользу существования частиц с такими свойствами. Но Примаку и Пейджелсу было хорошо известно о предложенном расширении Стандартной модели, в которой есть место для целого ряда новых частиц, в том числе и для так называемого гравитино, у которого как раз нужные свойства. Эта смелая идея, которую они более подробно представили в следующей статье, называется суперсимметрией. На самом деле Примак занимался суперсимметрией с самого ее зарождения в начале 1970-х годов (снова бурные семидесятые!).

Блументаль, Примак и Пейджелс написали в аннотации к своей статье 1982 года в журнале Nature: «Мы полагаем, что Вселенная с преобладанием гравитино может порождать галактики посредством гравитационной неустойчивости без наблюдательных противоречий, присущих Вселенной с преобладанием нейтрино». Это такой вежливый способ сказать: «Забудьте про нейтрино, гравитино решит все ваши проблемы».

В том же самом году Джим Пиблс опубликовал в Astrophysical Journal Letters статью, в которой описал Вселенную с преобладанием еще более тяжелых частиц массой больше 1000 эВ^6. В чем смысл? Дело в проблеме однородности. Температура реликтового излучения одна и та же по всему небу, как минимум с относительной точностью в одну десятитысячную. По-видимому, во время отделения барионной материи от высокоэнергичного излучения Большого взрыва (это случилось, когда Вселенная достигла возраста около 380 000 лет) ее распределение должно было быть очень однородным. А вот современная Вселенная сильно неоднородна, как сам Пиблс уже понял на основании анализа самых первых карт распределения галактик, в том числе описанной в главе 6 «Карты миллиона галактик».

Решение Пиблса для проблемы однородности состояло в том, что сравнительно массивные и «медленные» небарионные частицы почти совсем не взаимодействуют с фотонами. Поскольку в отличие от барионов эти гипотетические частицы практически никак не были связаны с полем излучения ранней Вселенной, то они должны были начать постепенно скучиваться задолго до высвобождения реликтового излучения. В результате, как мы теперь понимаем, должна была образоваться трехмерная «паутина» из уплотнений темной материи с массами примерно как у карликовых галактик. Как только барионы (атомные ядра) получили возможность свободного передвижения в пространстве, они начали падать на эти «гало темной материи», и возникли условия для начала звездообразования. На более позднем этапе возникшие таким образом «протогалактики» стали объединяться во все более крупные структуры, и таким образом образовались великолепные спиральные галактики вроде нашей, а также гигантские эллиптические галактики.

Расчеты Пиблса показали, что такие массивные слабовзаимодействующие частицы замечательным образом позволяют сочетать современную крупномасштабную структуру Вселенной с эхом Большого взрыва, произошедшего 13,8 миллиарда лет назад. Слабовзаимодействующие частицы обеспечивают требуемый характер скученности распределения галактик без превышения наблюдаемого уровня флуктуаций температуры реликтового излучения. Интересно, что, в отличие от Блументаля, Примака и Пейджелса, Пиблс не высказал никаких предположений о конкретном виде этих частиц – в его теории это были чисто гипотетические объекты. Неудивительно, что позднее, когда отношение к его гипотезе становилось все более серьезным, он порой думал: «Послушайте, я ведь просто хотел решить проблему однородности, и это оказалась самая простая не противоречащая наблюдениям модель из пришедших мне на ум. С чего вы взяли, что все так и есть на самом деле?»

Как бы то ни было, считается, что опубликованная Пиблсом в 1982 году статья возвестила рождение теории холодной темной материи, где, напоминаю, «холодная» на жаргоне физиков означает «медленно движущаяся»7. Момент оказался подходящим. Ученые пытались разобраться с концепцией темной материи уже в течение более чем 10 лет (не считая первых исследований 1930-х годов), и, подобно слепцам в древней индийской притче, все они изучали разные части одного и того же большого «слона». И наконец-то одна теория смогла все объяснить, и на нее «подсели» все: радиоастрономы, специалисты по физике элементарных частиц, динамике галактик, космологи, физики-ядерщики, специалисты по численному моделированию, популяризаторы науки и школьные учителя.

А как насчет опубликованной в 1984 году в журнале Nature статьи с участием Фабер? Вполне возможно, что именно благодаря этой публикации широкие круги научного сообщества узнали о теории холодной темной материи, и не в последнюю очередь благодаря тому, что одним из авторов статьи был выдающийся британский астрофизик Мартин Рис.

Весной 1983 года Рис и Примак участвовали в междисциплинарной физической конференции, которая проводилась на горнолыжном курорте Куршевель-Морион во Французских Альпах. Программа конференции была составлена таким образом, что у ученых-спортсменов было много времени для спуска со склонов Трех Долин. Примак никогда раньше не вставал на лыжи, и после одного дня занятий с инструктором – и множества падений – он решил, что это не для него. Рис также не пошел кататься на лыжах, и они в конце концов оказались в одном из шикарных баров, где стали обсуждать проблемы физики и космологии. Слово за слово, и возникла мысль написать статью про холодную темную материю, а Примак попросил своих коллег из Санта-Круз помочь в осуществлении этой задумки.

В этой статье, озаглавленной «Образование галактик и крупномасштабная структура холодной темной материи», авторы не стали избегать ряда фундаментальных вопросов и пообещали дать на них удовлетворительные ответы^8. «Почему существуют галактики, – авторы сразу взяли быка за рога, – и почему у них именно наблюдаемые размеры и формы?»

Почему галактики объединяются в иерархические структуры – скопления и сверхскопления, разделенные огромными пустотами, в которых практически нет ярких галактик? И какова природа невидимой массы, или темной материи, наличие которой выявляется по ее гравитационному воздействию в окрестности галактик и скоплений галактик, но которая при этом непосредственно не наблюдается ни в одном из диапазонов электромагнитного излучения? Быть может, из всех великих загадок современной космологии именно эти три наиболее близки к решению.

По мнению авторов, самое подходящее решение – это холодная темная материя. Пиблс никак не высказывался по поводу истинной природы этой загадочной субстанции, а Блументаль, Фабер, Примак и Рис предложили целый список возможных кандидатов, включая аксионы, фотино, первичные черные дыры и «крупицы кварков». (Мы вернемся к аксионам и первичным черным дырам в последующих главах, а остальные кандидаты настолько умозрительны, что о них можно сразу забыть.) Авторы очень подробно описывают происхождение галактик и последовавшее их объединение в скопления и сверхскопления и даже рассуждают об образовании карликовых галактик и шаровых скоплений – роящихся вокруг большинства крупных галактик сферических сборищ сотен тысяч звезд.

Ближе к концу статьи авторы делают следующий вывод: «Мы показали, что наблюдаемая Вселенная замечательно описывается моделью, в которой количество холодной темной материи [примерно] в 10 раз превышает количество барионной материи». Картина мира с холодной темной материей «представляется наилучшей из имеющихся и заслуживает тщательного исследования и проверки».

Темная, холодная, нейтральная, невидимая, небарионная. Массивная в том смысле, что частицы должны иметь отличную от нуля массу – в конце концов, они выдают себя именно посредством гравитационного воздействия. Неподвластные электромагнитным силам и сильному ядерному взаимодействию. Возможно, участвующие в слабом взаимодействии. Ученые наконец вплотную пришли к пониманию свойств темной материи. Осталось лишь установить, что же это такое.

Казалось, что решение совсем рядом.

10. Чудотворные вимпы

Тихий солнечный день в небольшой французской деревне Сен-Жени-Пуйи, что рядом со швейцарской границей и всего в 10 километрах от Женевы. Перед роскошными особняками на аллее Мадам де Сталь, названной в честь знаменитой писательницы и политической активистки XIX века, играют дети. Вдали виднеются расположенные в природном заповеднике высокогорной части юрского массива (Reserve naturelle nationale de la Haute Chaine du Jura) популярные горнолыжные курорты. В общем, идиллическая картина.

Но внизу происходит настоящий армагеддон. На глубине 60 метров под деревней проложен туннель шириной 4 метра. Он проходит под спортивным комплексом Жимназ-дю-Лион, пересекает улицу Ля-Фосий и выходит за город. После Сен-Жени-Пуйи туннель поворачивает на север и замыкается, образуя окружность длиной 27 километров, проходя под такими же мирными деревушками Жекс, Вессоекс, Ферне-Вольтер и Мейрен. Два невероятно узких пучка протонов – ядер атомов водорода – несутся в противоположных направлениях по откачанному каналу по центру туннеля. Эти заряженные частицы – их называют релятивистскими протонами, потому что ускорены до 99,999999 % скорости света, – крутятся по туннелю, совершая свыше 11 000 оборотов в секунду. Протоны удерживают на круговых траекториях более 1200 огромных сверхпроводящих магнитов, охлажденных до температуры 1,9 градуса выше абсолютного нуля – это меньше, чем в открытом космосе. Всего в нескольких сотнях метров к северо-востоку от играющих детей находится одна из четырех «зон боевых действий», где происходит столкновение двух протонных армий с энергией до 13 триллионов электронвольт (тераэлектронвольт, или ТэВ), порождающее ливни субатомных осколков.

Признаюсь, что, когда я был там в июне 2019 года, Большой адронный коллайдер (БАК) Европейского центра ядерных исследований (ЦЕРН) был закрыт для технического обслуживания и модернизации^1. Это оказалось удачно, потому что давало возможность осмотреть подземную часть комплекса – полости, в которых размещаются гигантские детекторы элементарных частиц. Но к моменту издания книги очередной эксперимент на БАК – так называемый Run3 — будет в полном разгаре: релятивистские протоны будут снова сталкиваться лоб в лоб, а ученые займутся исследованием частиц, порожденных энергией столкновения в соответствии с классическим уравнением Эйнштейна E = mc^2.

Большой адронный коллайдер – самый мощный ускоритель на встречных пучках – был введен в строй в 2008 году^2. Но сам ЦЕРН гораздо старше, он был основан еще в 1952 году. Почти 40 лет назад, в 1982 году, группа ученых ЦЕРНа под руководством Карло Руббиа и нидерландского специалиста по ускорителям Симона ван дер Меера с помощью гораздо меньшего ускорителя – так называемого Протонного суперсинхротрона – обнаружила W– и Z-бозоны. Это массивные элементарные частицы – переносчики слабого взаимодействия. Позднее, в 2012 году, в результате анализа данных двух крупнейших детекторов кольца БАК – ATLAS и CMS – был обнаружен неуловимый бозон Хиггса – частица, которая отвечает за наличие массы у некоторых других частиц. (ATLAS – это сокращение от A Toroidal LHC ApparatuS («Тороидальный аппарат БАК»), а CMS расшифровывается как Compact Muon Solenoid («Компактный мюонный соленоид».) В последующие годы благодаря проводимым в ЦЕРНе экспериментам были обнаружены свидетельства существования новых и экзотических адронов – частиц, состоящих из двух, трех или даже четырех или пяти кварков.

Большой адронный коллайдер Европейского центра ядерных исследований (ЦЕРН), расположенный в туннеле вблизи Женевы (Швейцария), представляет собой 27-километровое кольцо

Электрослабые бозоны, частица Хиггса и даже тетракварки – все это части успешной Стандартной модели физики элементарных частиц наряду, в частности, с каонами, пионами, очарованными кси-плюс-гиперонами и омега-минус-гиперонами. Конечно, мы обычно с ними не сталкиваемся, в конце концов, наш материальный мир состоит только из протонов, нейтронов и электронов. Но эти незнакомцы – все из того же «зверинца» элементарных частиц. Просто большинство их живут очень недолго – за ничтожную долю секунды они распадаются на более привычные частицы. Но в условиях достаточно большой энергии, как в случае столкновения быстро движущихся протонов, экзотические частицы порождаются в таком количестве, что оставляют след в огромных детекторах, размещенных вокруг мест столкновения протонов.

Отсюда вопрос: если частицы темной материи действительно существуют, то могут ли они порождаться в Большом адронном коллайдере? Ответ в принципе положительный – они должны порождаться либо непосредственно из энергии двух сталкивающихся протонов, либо опосредованно, как продукт распада какой-нибудь промежуточной частицы.

К сожалению, мы пока еще не имеем ни малейшего представления о том, насколько часто при столкновениях протонов могут порождаться частицы темной материи, не говоря уже об их массе, так что никто не знает, чего нам ожидать. К тому же частицы темной материи вряд ли сами по себе распадаются на другие элементарные частицы: если они не были исходно устойчивыми, то в них не может быть сосредоточена бо`льшая часть массы Вселенной! А поскольку частицы темной материи практически не взаимодействуют с «обычным» веществом, их почти невозможно обнаружить. По сути, единственный способ состоит в очень тщательном изучении результатов столкновений протонов в БАКе – в том числе и предсказываемое количество вновь порожденных нейтронов, которые также не регистрируются детекторами. Если измеренная энергия или момент импульса не сходятся с предсказанными значениями, то мы, скорее всего, что-то упустили и это что-то вполне может оказаться темной материей.

Пока что детекторы вроде ATLAS и CMS не смогли обнаружить никаких убедительных проявлений темной материи. Но специалисты по физике элементарных частиц так легко не отступятся, и в случае темной материи, по их мнению, есть все основания продолжать поиски. Потому что обнаружение слабовзаимодействующих массивных частиц («вимпов» – WIMP – физики обожают всякие сокращения) не только может стать ключом к решению загадки темной материи, но, возможно, также позволит выйти за пределы Стандартной модели к новой захватывающей физике. В частности, существование вимпов может стать своего рода проверкой популярной физической концепции под названием «суперсимметрия»3.

Я уже кратко упоминал суперсимметрию в предыдущей главе, и у вас может возникнуть вопрос, зачем физики хотят расширить Стандартную модель, если она настолько полная и успешная. Но теория суперсимметрии была впервые предложена в 1971 году, когда термина «Стандартная модель» еще не было и в помине. Всеобъемлющая теория элементарных частиц и фундаментальных взаимодействий стала общепринятой только в 1983 году, когда были открыты W– и Z-бозоны, которые оказались в точности такими, как предсказывала Стандартная модель. И даже после того, как Стандартная модель вошла в физический обиход, ученые осознавали, что имеющееся математическое описание физического мира никак нельзя считать окончательным. В конце концов, Стандартная модель не учитывает ни темную материю, ни наличие у нейтрино очень малой массы, при том что, согласно теории, их масса должна равняться нулю. Это всего лишь две из самых актуальных проблем.

Концепцию суперсимметрии (которую иногда называют «СЬЮЗИ» (SUSY)) в первой половине 1970-х годов практически независимо друг от друга предложили четыре группы, каждая из которых состояла из двух физиков^4. Все эти ученые задумались над странным обстоятельством: элементарные частицы четко делятся на два типа – фермионы (частицы материи, то есть кварки, электроны и нейтрино) и бозоны (частицы-переносчики взаимодействий). А что, если в природе есть некая глобальная симметрия, которая бы объединила оба типа частиц в рамках единого описания? Тогда фермионы и бозоны оказались бы просто двумя сторонами одной и той же суперсимметричной монеты. Каждому известному фермиону соответствовал бы некий бозон, и наоборот.

Для тех, кто не занимается физикой элементарных частиц, все это выглядит сильно притянутым за уши. Но именно так часто бывает в физике – ученые ищут закономерности, придумывают некий общий принцип, который может лежать в их основе, и затем исходя из полученной теории предсказывают новые объекты и явления. Таким образом Дмитрий Менделеев в 1869 году пришел к своей идее периодической таблицы. Он смог предсказать существование ранее неизвестных химических элементов задолго до того, как ученые стали приходить к пониманию устройства атомов. И таким же образом появилась квантовая хромодинамика – теория сильного ядерного взаимодействия: американский физик Мюррей Гелл-Манн и аспирант Джордж Цвейг обнаружили в свойствах элементарных частиц многообещающую математическую закономерность, что привело их к гипотезе существования кварков. Спустя четыре года – в 1968-м – эта гипотеза была подтверждена экспериментально.

Замечательная особенность SUSY состоит в том, что эта теория не только естественным образом связывает фермионы с бозонами, но также позволяет решить ряд проблем в физике элементарных частиц. Но моя книга не о физике элементарных частиц и тем более не о суперсимметрии, так что обойдемся без излишних подробностей. За исключением одного момента – суперсимметрия открывает дорогу к великой единой теории поля. Как показали в 1960-х годах Шелдон Глэшоу, Абдус Салам и Стивен Вайнберг, электромагнитное и слабое ядерное взаимодействие могут быть описаны в рамках единой теории. Но сильное ядерное взаимодействие не вписывалось в эту конструкцию. А вот SUSY как раз дает нам в руки инструмент, позволяющий описать все эти силы в рамках единой теории поля. К тому же SUSY – необходимый ингредиент теории струн – многообещающей, хотя и весьма умозрительной и гипотетической теории квантовой гравитации. А еще суперсимметрия естественным образом объясняет, почему масса частицы Хиггса составляет от 100 до 150 миллиардов эВ. Без SUSY бозон Хиггса был бы гораздо менее массивным.

Наконец, SUSY нравится экспериментаторам, потому что предсказывает новые физические явления, которые должны происходить при столкновениях с энергиями, намного превышающим те, что могут быть достигнуты сейчас, то есть 13 ТэВ. Это важный предел, потому что энергия эквивалентна массе и наоборот: столкновения с более высокой энергией порождают более массивные частицы. В стремлении обнаружить все более массивные частицы ученые увеличивают мощность своих приборов – теперь она достигла 13 ТэВ. Правда, пока что самая тяжелая из обнаруженных элементарных частиц – это открытый в 1995 году верхний кварк с массой «всего лишь» 173 миллиардов эВ. На предельных на данный момент энергиях пока что ничего не найдено. Если SUSY верна, то физикам-экспериментаторам надо продолжить увеличивать предельную энергию, и рано или поздно новые частицы найдутся.

ЦЕРН – это одна из организаций, нацеленных на повышение наших экспериментальных возможностей. Его основная территория расположена вблизи Женевского аэропорта и представляет собой обширный комплекс из офисных зданий, ангаров, складов и напичканных приборами лабораторий на улицах, названных в честь знаменитых физиков – улица Марии Кюри, улица Фейнмана, площадь Галилео Галилея и т. д. В этой научной нирване тысячи ученых со всего мира пытаются вместе проникнуть в самые фундаментальные тайны природы.

Здание ATLAS украшено изображением детектора в разрезе высотой в три этажа. Когда я спускался на лифте на уровень туннеля, то был поражен огромным размером прибора: ATLAS размером почти с половину собора Парижской Богоматери, а весит как целая Эйфелева башня. Он настолько огромен, что я почти не замечаю крохотных технических специалистов, устанавливающих внутри детектора новое оборудование^5.

Именно ATLAS обнаружил первые признаки бозона Хиггса в 2012 году, и с помощью этого детектора физики надеются найти подтверждение теории суперсимметрии. Быть может, там же когда-нибудь получится породить и обнаружить темную материю. В этом еще одно достоинство теории суперсимметрии, о котором ее создатели в 1970-х годах и не думали, – одна из частиц SUSY вполне может оказаться тем самым устойчивым вимпом, из которых состоит бо`льшая часть нашей Вселенной.

Дело вот в чем. Вспомним, что, согласно SUSY, у каждой известной элементарной частицы есть суперсимметричный партнер. Все эти частицы SUSY должны быть массивнее известных нам «нормальных» частиц – иначе бы они порождались в проводимых на коллайдерах экспериментах и были бы уже обнаружены. К тому же, как и большинство частиц в Стандартной модели, частицы SUSY, скорее всего, окажутся нестабильными и должны распадаться на более легкие, в том числе и на частицы из Стандартной модели.

Но есть одна проблема. Во многих обоснованных вариантах SUSY в случае распада суперсимметричной частицы как минимум один из продуктов распада тоже должен быть суперсимметричным. В силу сложных причин в этом случае наш старый добрый протон тоже оказывается нестабильным с периодом полураспада длиной в год или даже долю секунды. К счастью для нас, протоны невероятно стабильны, и поэтому приходится признать, что частицы SUSY не могут при распаде превращаться в одни лишь частицы Стандартной модели.

Но это значит, что самая легкая суперсимметричная частица, называемая LSP (Lightest Supersymmetric Particle), должна быть стабильной! Согласно теории, легчайшая суперсимметричная частица – это так называемое нейтралино, которое, как видно из названия, не имеет электрического заряда. Она также не восприимчива к сильному ядерному взаимодействию. Стабильная, нейтральная и восприимчивая к слабому взаимодействию – вот видите, LSP вполне годится на роль вимпа, из которых состоит темная материя во Вселенной.

Как мы уже узнали из предыдущей главы, в начале 1980-х годов астрономы и космологи пришли к выводу, что их «недостающая масса», скорее всего, состоит из сравнительно медленно движущихся частиц – холодной темной материи. Одним из кандидатов был гипотетический аксион, о котором поговорим в главе 23. Несмотря на их очень малую массу, аксионы – медленные частицы, и поэтому они рассматривались в качестве возможных ингредиентов холодной темной материи. Но вскоре самым популярным кандидатом в темную материю стали гораздо более массивные вимпы и в особенности их SUSY-вариант. Кто знает, быть может, суперсимметрия – единственное перспективное расширение Стандартной теории – укажет путь к великой единой теории поля и одновременно позволит решить загадку темной материи.

А потом произошло чудо, и появились вимпы. Ученые обычно не верят в чудеса, но только не в этом случае.

Чтобы понять, что такого чудесного в вимпах, вспомните – на самом раннем этапе Вселенная представляла собой бурлящий котел с высокоэнергичными протонами и короткоживущими частицами – «варево» из энергии и массы. Сразу после Большого взрыва повсюду было сплошное E = mc^2 и m = E/c^2. Другими словами, происходило постоянное рождение пар «частица – античастица» из чистой энергии, и эти пары, едва родившись, тут же взаимно аннигилировали, и материя снова превращалась в излучение, которое тут же снова превращалось в материю.

Но по мере остывания Вселенной энергия фотонов уменьшалась. В результате прекратилось спонтанное рождение самых массивных пар частиц. При этом расширение ранней Вселенной приводило к быстрому увеличению расстояния между ранее рожденными частицами и соответствующими им античастицами, из-за чего сближения между ними стали происходить реже, чем прежде. Массивные частицы все еще могли аннигилировать с соответствующими им античастицами, но части их удалось выжить.

С помощью уравнений Большого взрыва – а это, по сути, расширяющийся остывающий газ, так что тут достаточно знания на уровне школьной программы, – сравнительно нетрудно рассчитать «остаточную реликтовую плотность» для конкретного вида частиц. А если проделать такие расчеты для вимпов, которые сами себе – античастицы, то выходит значение плотности, в точности равное оценке, полученной астрофизиками и космологами для холодной темной материи. Не правда ли, чудеса?

Поскольку между этими частицами происходит слабое взаимодействие (и, разумеется, они также взаимодействуют посредством гравитации), для вимпов ожидались массы порядка нескольких сотен тысяч эВ – это в сотни раз больше массы протона. Но для вимпового чуда точное значение массы не так уж и важно. Если они окажутся более массивными, то рождение пар частиц прекратится на более раннем этапе, когда плотность молодой Вселенной все еще очень высока. В результате взаимная аннигиляция оказывается более эффективной и остается меньше реликтовых частиц. И наоборот, если вимпы окажутся менее массивными, то рождение пар продолжится в течение большего времени, а плотность Вселенной в момент прекращения этого процесса будет более низкой и большее количество частиц избежит аннигиляции. А вот конечный результат – меньше массивных или больше легких частиц – в любом случае приводит к одному и тому же значению средней плотности, которое оказывается удивительно близким к полученной Джимом Пиблсом, Сандрой Фабер, Джоэлом Примаком и иже с ними оценке плотности темной материи во Вселенной.

Давайте остановимся и подведем итоги. Из динамики галактик следует, что материи во Вселенной больше, чем видит глаз. Характер нуклеосинтеза в ходе Большого взрыва говорит о том, что материя не может вся быть в барионной форме. К тому же небарионная материя позволяет объяснить клочковатость Вселенной при том, что распределение фонового реликтового излучения однородно. Учитывая все это, физикам есть смысл заняться поиском небарионных частиц, которые при этом должны быть нейтральными, потому что темную материю из заряженных частиц было бы легко обнаружить. Единственные известные нам нейтральные небарионные частицы – это нейтрино. Но нейтрино не годятся на роль частиц темной материи из-за слишком малой массы, и поэтому приходится искать вещество неизвестного вида. Что же это может быть? Быстродвижущиеся частицы не способны образовывать сгустки требуемых размеров для формирования галактик, а значит, темная материя должна быть холодной. Для нее замечательно подходят слабовзаимодействующие массивные частицы – если они существуют, то расчеты дают в точности требуемое значение плотности Вселенной. А теория суперсимметрии предсказывает существование одного конкретного вида вимпов – легчайшей суперсимметричной частицы, которую еще называют нейтралино.

В середине 1980-х годов стало очевидно, что следующим шагом должно стать обнаружение этой штуковины. В 1975 году в Центре Стэнфордского линейного ускорителя (теперь это Национальная ускорительная лаборатория SLAC (Stanford Linear Accelerator Center) был открыт тау-лептон (короткоживущий массивный родственник электрона), а в 1983 году в ЦЕРНе на протонном суперсинхротроне (Super Proton Synchrotron) обнаружены W– и Z-бозон. А с помощью более мощного устройства получится открыть вимпы и одновременно подтвердить теорию суперсимметрии – не так ли?

К сожалению, так не получилось. Как говорил Пиблс, природа не всегда к нам благосклонна.

В середине 1980-х годов, когда их старшие коллеги прокладывали 27-километровый туннель и строили Большой электрон-позитронный коллайдер для поиска загадочных частиц, подавляющее большинство встреченных мною в ЦЕРНе физиков еще ходили в детский сад или даже еще не родились. Вимпы так и не нашлись. Потом появился гораздо более мощный Большой адронный коллайдер, а ученые все так же не могут обнаружить ни вимпы, ни какие бы то ни было подтверждения теории суперсимметрии. Открытие частицы Хиггса – конечно, огромное достижение, и, конечно же, очень увлекательно было узнать больше про причудливые частицы вроде пентакварков или про кварк-глюонную плазму, которой, возможно, была заполнена Вселенная на очень раннем этапе ее существования. Но пока что после нескольких десятилетий усилий не обнаружено никаких физических явлений, выходящих за пределы Стандартной модели, и возникает ощущение безысходности.

Будучи в ЦЕРНе, я зашел к Джону Эллису в его на удивление небольшой кабинет в отделении теоретической физики. Эллис, работавший в Центре еще с 1970-х годов, был ярым сторонником теории суперсимметрии с момента ее появления^6. В 1984 году он был одним из первых физиков, показавших, что легчайшая суперсимметричная частица подходит на роль кандидата в темную материю – это было сделано в статье, написанной им совместно с Джоном Хагелином, Дмитрием Нанопулосом, Китом Олайвом и Марком Средницким^7. Такие частицы до сих пор не обнаружены, но Эллис все же считает, что в качестве частиц темной материи вимпы перспективнее аксионов. А что он думает по поводу отсутствия экспериментального подтверждения?

«Значит, надо просто приложить больше усилий, – говорит Эллис. – Вимпы могут оказаться массивнее, чем мы думаем». По его мнению, проблема в том, что чудо вимпов не получится, если частицы окажутся слишком массивными. «Наши возможности ограничены. При массе около 10 ТэВ – это в 10 000 раз больше массы протона – у нас не остается никаких возможностей для маневра. Но чтобы исследовать этот диапазон масс, потребуется еще более крупный детектор, чем Большой адронный коллайдер. Я не знаю, когда мы найдем ответ».

Эллис сказал «когда», а не «найдем ли».

От предсказания нейтрино в 1930 году до его открытия в 1956-м прошло 26 лет. Открытия бозона Хиггса пришлось ждать 48 лет. Гравитационные волны – крохотные колебания самой ткани пространства-времени – были предсказаны Альбертом Эйнштейном еще в 1916 году, а открыты были спустя почти столетие в 2015-м. Да, поиски темной материи в ЦЕРНе занимают больше времени, чем ожидалось. Но отсутствие доказательства не является доказательством отсутствия. Кто знает, что обнаружит коллайдер следующего поколения. Кто знает, что обнаружится в ходе эксперимента Run3.

Быть может, в этом, собственно, и состоит проблема темной материи. Мы в точности и не знаем, что ищем, так что всегда есть повод продолжать поиски. Представьте себе, что вы ищете клад на Земле. Если бы вы знали, где в точности расположен некий таинственный город, то просто отправились бы туда и прочесали всю местность. Если город не обнаружится, то можно сделать вывод, что все это просто сказки, и прекратить поиски. Но если вы отправились в путешествие по всем морям и океанам в надежде найти волшебный остров, который может быть где угодно, то не стоит прекращать поиски только потому, что они кажутся слишком долгими. Насколько мы знаем, остров может оказаться прямо за горизонтом.

Открытие вимпов тоже может оказаться прямо за горизонтом. Лишь время покажет. Время, проницательность и настойчивость.

11. Моделирование Вселенной

В начале Вселенная была безвидна и пуста, и тьма над бездною [14].

Потом мельчайшие вариации плотности в распределении частиц темной материи начинают превращаться в трехмерную паутинообразную структуру. За этими частицами следуют атомы водорода и гелия – более привычные, но гораздо менее многочисленные; им ничего не остается, кроме как притянуться к тем же крупномасштабным структурам под действием притяжения странных невидимых частиц.

Повсюду вокруг я вижу потоки газа, струящиеся вдоль змеевидных волокон. Эти потоки в конце концов оказываются в областях повышенной плотности – там, где пересекаются «космические щупальца». Всепроникающие магнитные поля скручивают влекомые гравитацией газовые облака, которые становятся гораздо турбулентнее невидимого каркаса из темной материи, на котором они конденсируются. Сотни миллионов лет пролетают за считаные секунды, и газ начинает собираться в центральных частях более или менее сферических гало из невидимой темной материи. Медленно, но верно во Вселенной формируется новое небольшое скопление галактик.

Я вижу, как вдали, в ядре скопления крохотные карликовые галактики – следы облаков темной материи – сталкиваются и сливаются, образуя постоянно растущее целое. А тем временем прямо у меня на глазах под действием собственного тяготения происходит дальнейший коллапс огромного газового облака, которое начинает все быстрее вращаться, при этом постепенно уплощаясь. Оно поглощает обращающиеся вокруг него более мелкие системы-спутники и постепенно превращается в красивую спиральную галактику.

Справа от меня две спиральные галактики сталкиваются друг с другом, у них появляются приливные хвосты из галактических обломков. Ударные волны вместе с волнами плотности вызывают «всплеск рождаемости» новых массивных звезд. В результате слияния со временем образуется огромная эллиптическая галактика, окруженная концентрическими газовыми оболочками. Слева от меня дальнейший рост еще одной дисковой галактики прекращается из-за взрывов высокоэнергичных сверхновых в ее спиральных рукавах и по причине мощных потоков, исходящих из ядра галактики, где расположена сверхмассивная черная дыра, пожирающая падающий на нее газ и частично выбрасывая его обратно в окружающее пространство.

Я навожу курсор на расположенную передо мной тихую спокойную спиральную галактику, увеличиваю масштаб и жду с нетерпением, когда же в ускоренном режиме пройдет еще один миллиард лет. К этому времени из небольшого газопылевого облака где-то на внутренней кромке одного из спиральных рукавов рождается ничем не примечательная желтая звезда. Вокруг этой неприметной звезды обращается крохотная каменная планета – пылинка в океане космоса. Вскоре падающие из окружающего пространства углеводороды превратят эту пустынную планету в кишащий всевозможной живностью плодородный мир. Углерод, которому миллиард лет.

Но все это происходит лишь у меня в воображении – я не наблюдаю эволюцию реальной Вселенной. Я загляделся на видеоролик очень подробной трехмерной компьютерной модели под названием IllustrisTNG (The Next Generation)1.

IllustrisTNG впечатляет, хотя и не моделирует возникновение жизни. 14 миллиардов лет космической эволюции, образование структур в расширяющейся Вселенной, спиральные галактики с гало из темной материи – все это там есть и выглядит невероятно реалистично. Трудно отделаться от впечатления, что это просто ускоренная версия эволюции настоящей Вселенной. Подобно прокурору, который во всех подробностях реконструирует перед присяжными картину преступления, эта модель настолько убедительна, что невозможно отделаться от мысли, что все именно так и происходило.

Кадр из компьютерной модели роста крупномасштабной структуры Вселенной с помощью программы IllustrisTNG

В наше время компьютерное моделирование – неотъемлемый инструмент астрофизики. Но лет 40 назад все было иначе. Физика – и астрофизика – были в значительной степени аналитическими науками, и прогресс в них обычно достигался через решение сложных алгебраических или дифференциальных уравнений. Кстати, Стивен Хокинг как-то заметил, что применение компьютера для решения задачи по общей теории относительности разрушит красоту физики.

Так что неудивительно, что, когда в начале 1980-х годов четыре молодых отважных астронома приступили к моделированию целой Вселенной (а полученные при этом результаты на определенном этапе позволили сделать далеко идущие выводы о возможной природе темной материи), отношение к этой работе было скептическим. Их даже стали называть «Бандой четырех» – как группу радикальных членов руководства Коммунистической партии Китая, выдвинувшихся на последних этапах проводимой Мао Цзэдуном культурной революции. Но хотя вначале их коллеги отнеслись к идее без энтузиазма и с недоверием, Марк Дэвис, Джордж Эфстатиу, Карлос Фрэнк и Саймон Уайт теперь – признанные отважные первопроходцы^2. Именно их численные модели эволюции крупномасштабной структуры Вселенной заложили основу современных проектов вроде IllustrisTNG.

Как можно моделировать Вселенную? Или, точнее, как моделировать образование структур во Вселенной? На самом деле это несложно. «Банда четырех» сосредоточилась на небарионной темной материи (основной материальный компонент Вселенной), которая не излучает и не поглощает свет, не нагревается, не остывает и не реагирует на магнитные поля. Единственный вид взаимодействия – это гравитация, так что можно использовать подход Джима Пиблса и Джерри Острайкера, который они использовали при компьютерном моделировании устойчивости дисковых галактик (см. главу 4). Все определяется начальным распределением пробных частиц, каждая из которых представляет определенное количество темной материи. Программа на каждом шаге времени вычисляет силу взаимного притяжения пробных частиц. И в этом случае чем больше пробных частиц и чем меньше шаг по времени, тем более надежными оказываются результаты. Такого рода программы называются моделированием задачи N тел, то есть процесса взаимодействия большого числа объектов (в нашем случае – состоящих из некоторого количества частиц темной материи) под действием собственного взаимного тяготения.

Разумеется, это невозможно проделать для всей Вселенной. Но можно рассмотреть достаточно большой кубический фрагмент расширяющегося пространства, предполагая, что он представляет всю Вселенную. Здесь очень важно, что речь идет именно о «расширяющемся» фрагменте – наш «кубик» немного подрастает с каждым шагом по времени, и расстояния между пробными частицами увеличиваются, а взаимное притяжение слегка ослабевает. В конечном счете образование крупномасштабных структур – это результат противоположно направленных процессов – гравитационного притяжения и расширения Вселенной.

Все очень сильно зависит от степени однородности начального распределения пробных частиц. Если это распределение идеально однородное, то в расширяющемся фрагменте пространства практически ничего не произойдет. Поэтому в начальном распределении должны присутствовать очень малые флуктуации плотности. Вследствие расширения Вселенной области слегка повышенной плотности темной материи со временем растянутся и станут менее плотными, но происходить это будет немного медленнее, чем в случае областей пониженной плотности. В итоге относительные вариации плотности усилятся, и со временем увеличится контраст между областями повышенной и пониженной плотности.

Наконец, в расчетах следует учесть особенности конкретного вида темной материи. Как мы уже убедились, поведение горячих (быстродвижущихся) частиц вроде нейтрино сильно отличается от поведения холодных (относительно медленно движущихся) частиц вроде вимпов: горячие частицы способны «кучковаться» только на очень больших масштабах, а холодные собираются в менее крупные сгустки.

Места образования будущих галактик определяются получившимся распределением темной материи, поскольку барионное вещество (в основном ядра атомов), на которое приходится гораздо меньшая доля массы, перемещается к областям с наибольшей плотностью небарионного вещества. Другими словами, галактики, скорее всего, будут формироваться в местах наиболее сильного сгущения темной материи.

Итак, наша модель Вселенной включает ряд предположений или, если хотите, начальных условий: общая плотность материи, тип темной материи (горячая или холодная), спектр начальных флуктутаций плотности, скорость расширения Вселенной и т. д. Но после задания всех этих параметров остается лишь нажать кнопку «пуск» и, подождав какое-то время, посмотреть, как выглядит Вселенная спустя миллиарды лет эволюции для этого конкретного набора начальных условий.

В конце 1970-х годов самый старший член «Банды четырех», Марк Дэвис, уже знал, что за Вселенная должна получиться. В 1977 году Дэвис в Гарварде начал работу над созданием Обзора красных смещений Центра астрофизики Гарвардского университета (Center for Astrophysics, CfA) совместно с Джоном Хакрой, Джвидом Латэмом и Джоном Тонри (см. главу 6). Предварительная трехмерная карта распределения галактик в «местной» области Вселенной была опубликована лишь в 1983 году, но уже из первых результатов стало ясно, что галактики группируются в гигантские «стенки» и волокна вокруг пустот, в которых почти ничего нет. Любая заслуживающая доверия теория – или компьютерная модель – Вселенной должна как минимум объяснять или воспроизводить именно такого рода крупномасштабную структуру.

В то время количество пробных частиц в большинстве астрофизических моделей системы N тел обычно не превышало 1000 или около того^3. В случае трехмерного моделирования это соответствует кубу размером всего 10 × 10 × 10 пробных частиц – намного меньше, чем надо для моделирования Вселенной. Но в 1979 году Дэвис узнал про новую, гораздо более эффективную компьютерную программу. Он направлялся на международную конференцию по космологии в Таллине (Эстония), и проще всего оказалось туда добраться паромом через Балтийское море из Хельсинки. На пароме он встретил Джорджа Эфстатиу, который собирался на ту же конференцию. Эфстатиу был молодым британским студентом, сыном кипрских иммигрантов. Денег у него не было, Дэвис угостил его ужином, и они стали друзьями на всю жизнь.

Эфстатиу общался со специалистами по физике конденсированных сред, изучавшими процессы плавления в атомных решетках. Это очень далеко от космологии (хотя бы потому, что на масштабах атомов гравитация не играет никакой роли), но ученые разработали программу, способную работать с кубами размером 32 × 32 × 32 элемента – это целых 32 768 пробных частиц! Эфстатиу как раз переписывал эту программу так, чтобы сделать ее пригодной для космологических расчетов. Быть может, таким образом наконец получится создать подробную модель, пригодную для сравнения с данными обзоров красных смещений Центра астрофизики Гарвардского университета – в то время единственной заслуживающей доверия трехмерной карты реальной Вселенной.

Другого члена «банды» Дэвис встретил еще раньше, во время саббатикала – академического творческого отпуска [15] в Кембриджском университете. Саймон Уайт студентом изучал прикладную математику в душном подвальном помещении без окон в одном из университетских зданий в центре города. Но как-то, оказавшись в расположенном к западу от города Кембриджском астрономическом институте с его залитыми солнцем комнатами и усаженными нарциссами лужайками, он решил сменить область деятельности. Они с Дэвисом снова встретились в Калифорнийском университете в Беркли, где Уайт в 1980 году стал старшим научным сотрудником, а Дэвис в 1981-м стал работать на постоянной ставке. В это время Уайт занимался тем, что, основываясь на своем опыте в математике и астрономии, разрабатывал компьютерную программу для моделирования взаимодействий в скоплениях галактик. А не хотел бы он попробовать смоделировать целую Вселенную? Разумеется, да!

Тем временем в Англии Эфстатиу подружился со студентом Карлосом Френком – сыном эмигрировавшего из Германии мексиканского врача и пианистки. После успешной защиты Френком и Уайтом диссертаций в Кембридже в 1981 году Френк перебрался в Беркли, где стал одним из первых постдоков Дэвиса и занимался анализом результатов Обзора красных смещений Центра астрофизики. А Эфстатиу, который раньше занимал должность постдока в Беркли, но вернулся в Кембридж, периодически прилетал в Калифорнию к своим друзьям, чтобы осуществить их величественный замысел по моделированию роста структуры Вселенной.

В те времена мощные компьютеры были очень громоздкими, медленными, да к тому же их было мало. Имевшаяся в Беркли машина – компьютер VAX‑11/780 фирмы Digital Equipment – занимала бо́льшую часть комнаты и при этом имела всего лишь 16 мегабайт (Мбайт) внутренней памяти. На моделирование одного варианта уходило больше суток. Для сравнения, в наше время обычный серийный макбук способен выполнить такие расчеты менее чем за 30 секунд.

Эфстатиу с Френком воспользовались возможностями компьютерной сети «Старлинк» (Starlink) из нескольких связанных друг с другом компьютеров VAX в астрономических исследовательских центрах, разбросанных по всей Великобритании, и задействовали все доступные им машины. Когда оказалось, что сетью «Старлинк» можно было пользоваться не более двух часов подряд, после чего следовало подавать новую заявку на компьютерное время, Эфстатиу написал хитроумный скрипт, позволивший обойти это ограничение. Конечно, другие ученые начали жаловаться на проблемы с доступом к сети, но что могло быть важнее моделирования Вселенной?

Из первых результатов моделирования, опубликованных Уайтом, Френком и Дэвисом в 1983 году, стало ясно, что горячая темная материя (например, нейтрино) не годится для воспроизведения реальной Вселенной^4. Выяснилось, что быстродвижущиеся частицы медленно скучиваются в очень большие структуры, по размеру сравнимые со сверхскоплениями галактик. Для образования галактик эти структуры должны распасться на более мелкие сгустки. И по причине «нисходящего» характера этого сценария (от большого к малому) самые мелкие из концентраций вещества – «зародыши» галактик – обнаруживаются исключительно внутри структур размером со сверхскопления. В таких компьютерных моделях в пустотах между сверхскоплениями нет вообще никаких галактик.

В реальности же из наблюдений следует, что, наоборот, галактики появились на весьма раннем этапе эволюции Вселенной, еще до образования сверхскоплений. Да к тому же пустоты не совсем пустые – в них встречаются изолированные галактики, хотя и в небольшом количестве. А это как раз получается в моделях с холодной темной материей, и дальнейшие исследования ученые стали проводить именно с ними. Из-за меньшей скорости движения частиц холодная темная материя сначала «кучкуется» в небольшие гало размером примерно с карликовые галактики. После образования первых малых галактик (в процессе аккреции барионной материи) большинство их начинают сливаться в более крупные галактики, которые потом объединяются в группы, скопления и наконец в сверхскопления – и процесс этот все еще продолжается в настоящее время.

«Банда четырех», как окрестил эту группу ученых астрофизик Крис Макки из Беркли, работала не покладая рук на протяжении рождественских каникул в конце 1983 года и также во время четырехмесячного семинара по крупномасштабной структуре Вселенной, который проводился в Санта-Барбаре в 1984-м. В мае 1985 года они опубликовали первые результаты и выводы в The Astrophysical Journal^5. Все сказано уже в заглавии: «Эволюция крупномасштабной структуры Вселенной с преобладанием холодной темной материи». Авторы пишут: «Примечательно, что распределение холодной темной материи весьма точно воспроизводит очень многие особенности наблюдаемого распределения галактик. <…> Согласие кажется просто неправдоподобно замечательным, но, возможно, это свидетельствует о том, что мы наконец приближаемся к правильному решению проблемы недостающей массы».

В последующей статье, опубликованной в октябре в журнале Nature, группа представила результаты моделирования с формированием, а в некоторых случаях – со слиянием, отдельных гало темной материи и образованием весьма реалистичной популяции дисковых (с плоскими кривыми вращения и прочими особенностями) и эллиптических галактик^6. Неужели холодная темная материя решает все загадки, над которыми бились астрономы? Было похоже, что это так. А то, что никто до сих пор не смог обнаружить ни одной частицы холодной темной материи, казалось мелочью. «Они просто волшебники», – сказал астрофизик Ричард Готт, который рецензировал статью в Nature.

А волшебники продолжили свое дело. Они опубликовали еще три статьи в 1987 и 1988 годах – две в The Astrophysical Journal и одну в Nature, – в которых представили дальнейшее развитие своих прежних работ^7. Эти пять судьбоносных публикаций «Банды четырех» – известные под общим названием «статьи DEFW», по первым буквам фамилий авторов (Davis, Efstathiou, Frenk и White) – уверенно вывели холодную темную материю на роль единственного возможного основного компонента Вселенной. Казалось, что холодная темная материя способна объяснить буквально все. Но оставался очень существенный вопрос: сколько же темной материи в нашей Вселенной? В подавляющем большинстве своих первоначальных модельных расчетов компьютерные чародеи полагали суммарную плотность материи равной критической плотности, при которой расширение Вселенной когда-то прекратится, но не сменится сжатием. Поскольку средняя плотность порожденной нуклеосинтезом Большого взрыва барионной материи составляет всего 5 % от критической, то оставшиеся 95 % должны быть в виде небарионной холодной темной материи – а это уж слишком огромный дисбаланс, гораздо больше того, что можно ожидать исходя из динамики галактик.

Четверо астрономов пришли к выводу, что Вселенная с плотностью, равной критической, – это просто «эстетически привлекательная идея». (Мы вернемся к этому вопросу в главе 15.) У природы, конечно же, нет никаких причин удовлетворять эстетические потребности людей, а раз так, то что, если суммарная плотность материи во Вселенной намного меньше критической и гораздо ближе к оценкам, полученным ранее Острайкером, Пиблсом и Яхилом, а также Готтом, Ганном, Шраммом и Тинсли, Фабер и Галлахером?

Ведь Уайт и Френк вместе с Хулио Наварро и Огастом Эврардом пришли в 1993 году к выводу, что либо мы не понимаем процесс нуклеосинтеза при Большом взрыве, либо плотность Вселенной не может быть равна критической. В своей статье в Nature они обосновывают это очень просто^8. Они вернулись к скоплению галактик в созвездии Волосы Вероники (предмет статьи Фрица Цвикки 1933 года, на которую практически никто не ссылался) и сначала оценили полную динамическую массу скопления на основе скоростей его галактик – именно этот метод использовал в свое время Цвикки. Потом они оценили барионную массу с учетом не только видимых галактик – то есть звезд и туманностей, – но и огромного количества невероятно горячего межгалактического газа, обнаруженного с помощью рентгеновских телескопов. Авторы сравнили две полученные оценки массы и получили, что барионная масса скопления Галактик в созвездии Волосы Вероники составляет около одной шестой части общей массы. Аналогичные оценки были получены и для других скоплений галактик.

Но если, как это следует из расчетов нуклеосинтеза в процессе Большого взрыва, средняя плотность барионной материи составляет всего лишь 5 % от критической плотности, а средняя плотность Вселенной действительно равна критической, то небарионной материи должно быть не в 6, а в 19 раз больше барионной, представленной в виде «нормальных» атомов. А учитывая современные представления о процессе образования скоплений галактик в расширяющейся Вселенной (основанные на компьютерных модельных расчетах вроде тех, которые первой выполнила «Банда четырех»), доля барионной материи в них никак не может оказаться в три раза выше средней по Вселенной. Другими словами, большая доля барионной материи в скоплениях вроде скопления галактик в созвездии Волосы Вероники должна быть равна среднему значению по Вселенной и, следовательно, Вселенная не может иметь критическую плотность.

После того, как в 1998 году было открыто ускорение расширения Вселенной, которое считается вызванным другой таинственной субстанцией – так называемой темной энергией, о которой пойдет речь в главе 15, стало ясно, что суммарная плотность Вселенной намного меньше критической и составляет около 27 % от ее значения. С тех пор во всех компьютерных модельных расчетах роста структуры Вселенной используется именно это значение плотности гравитирующей материи и учитывается вклад темной энергии. Благодаря невероятному увеличению мощности компьютеров эти расчеты, конечно же, гораздо детальнее тех, что в свое время выполнялись «Бандой четырех», и хорошее согласие между результатами современных расчетов и наблюдениями реальной Вселенной очень способствовало всеобщему признанию так называемой конкордантной космологической модели.

Чтобы вы получили представление о достигнутом с начала 1980-х годов прогрессе, давайте взглянем на эпохальный проект компьютерного моделирования «Миллениум» (Millennium Simulation) – эти расчеты были выполнены в 2005 году учеными из так называемого Консорциума Девы (Virgo Consortium)9. Руководителем этого проекта, известного также под названием Millennium Run, был Фолкер Шпрингель из Института астрофизики общества Макса Планка в Гархинге (Германия). Среди соавторов первой статьи с результатами расчетов «Миллениума» – Уайт (научный руководитель Шпрингеля), Френк, Наварро и Эврард^10. В отличие от первых модельных расчетов Уайта с Френком, где было всего лишь 32 768 пробных частиц, расположенных в кубической решетке размером 32 × 32 × 32, в расчетах проекта «Миллениум» отслеживалось гравитационное взаимодействие более 10 миллиардов пробных частиц (2160 × 2160 × 2160). И выполнялись эти расчеты не на компьютере VAX с объемом оперативной памяти всего 16 мегабайт, а на суперкомпьютере «Регатта» фирмы «Ай-Би-Эм» (IBM Regatta) с одним терабайтом оперативной памяти (1 терабайт – это примерно миллион мегабайт). При скорости 200 миллиардов операций с плавающей запятой в секунду на выполнение расчетов этот монстр затратил 28 суток – целых 343 000 часов процессорного времени. В результате было получено 27 терабайт данных, которые все предоставлены в распоряжение научного сообщества.

Подобно первым расчетам «Банды четырех», в модели «Миллениум» учитывалось только скучивание темной материи, что сравнительно несложно, потому что приходится учитывать одну лишь гравитацию. Ну а что же с барионной материей? Каким образом каркас из небарионной темной материи обрастает привычными нам атомами? Это намного более сложный вопрос, потому что на атомные ядра (а также на электроны) действует не только гравитация, но также излучение, сопротивление газа, магнитогидродинамические эффекты и т. д. К тому же барионная материя взаимодействует со светом и поэтому может нагреваться и остывать за счет поглощения и излучения.

Совсем недавно астрономам удалось выполнить невероятно громоздкие модельные вычисления, учитывающие все эти факторы. Благодаря разнообразным математическим ухищрениям они теперь умеют моделировать очень сложные процессы вроде охлаждающихся потоков, порожденных взрывами массивных звезд (сверхновых) галактических ветров, а также высокоэнергичных явлений в сверхмассивных черных дырах в ядрах галактик.

В конце 2014 и начале 2015 года две конкурирующие группы опубликовали результаты таких модельных расчетов с учетом эволюции как небарионной, так и барионной материи. Обе эти модели – Illustris и EAGLE (Evolution and Assembly of GaLaxies and their Environments) – представляют собой умопомрачительное турне по пространству-времени начиная с самых первых возмущений плотности в ранней Вселенной и заканчивая образованием карликовых неправильных, великолепных спиральных и объемистых эллиптических галактик^11. На момент написания этих строк самая продвинутся модель – это новая версия Illustris – модель IllustrisTNG 2017 года, способная отслеживать поведение более чем 30 миллиардов пробных частиц (представляющих темную материю и газ) в кубической области пространства, к настоящему времени расширившейся до размера почти в миллиард световых лет.

После опубликования в 2015 году модельных расчетов проекта EAGLE в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society один из авторов статьи, Ричард Бауэр из Даремского университета, сказал: «Сгенерированная на компьютере Вселенная совсем как настоящая. Там повсюду галактики всех форм, размеров и цветов, какие я видел в крупнейшие телескопы. Это нечто невероятное»12. «И это еще далеко не конец, – говорит руководитель проекта EAGLE Джон Шай из Лейденского университета, – в принципе можно продолжать до бесконечности, выявляя все более мелкие детали в образовании звезд и планет».

Конечно, не стоит надеяться, что мы в обозримом будущем сможем смоделировать происхождение жизни. Но, пронесясь через миллиарды лет и гигапарсеки в модели IllustrisTNG, увидев, как малые вариации плотности темной материи превращаются в крупномасштабную структуру Вселенной, разглядывая под увеличением спиральную галактику, зарождающуюся на окраине богатого скопления, начинаешь лучше понимать наше место в пространстве и времени. Возможно, именно так все и происходило. Спустя почти 14 миллиардов лет после Большого взрыва на песчинке, что вертится вокруг крохотного светлячка, любознательные существа задумались о своих космических корнях и чудесной связи с большим миром.

Если бы не огромное количество холодной темной материи, которой наполнена Вселенная, нас бы, возможно, и не существовало. И притом, не имея ни малейшего представления об истинной природе темной материи, мы теперь можем быть совершенно уверены, что эта таинственная субстанция есть самая основа нашего бытия.

Или все же нет?

12. Еретики

Мне всегда были симпатичны мятежники в науке. Люди, которые решили плыть против течения. «Все говорят X? А я считаю, что это Y». Это творческие личности, которых не смущают ни яростное сопротивление, ни даже насмешки. И нет, я говорю не о псевдоученых, утверждающих, что пирамиды построили инопланетяне, или ненормальных, пытающихся изобрести вечный двигатель. Я говорю о настоящих ученых, которые ставят под сомнение или даже пытаются ниспровергнуть сложившиеся представления с помощью оригинальных идей и убедительных аргументов. То есть – о бунтарях.

Так что, когда еще подростком я читал первые книги по астрономии, написанные нидерландским учителем и популяризатором науки Тёмме де Фризом, мне особенно нравилась история про Фреда Хойла и его стационарную модель Вселенной, которую он выдвинул в противовес общепринятой теории происхождения Вселенной в результате Большого взрыва. А в середине 1980-х годов меня, тогда еще начинающего научного журналиста, увлекли теории Хэлтона Арпа и Маргарет Бербидж, которые утверждали, что галактики и квазары могут оказаться не такими далекими, как можно судить по их красным смещениям. А что, если эти диссиденты правы? И вскоре после этого я наткнулся на работы израильского физика Мордехая Милгрома – это могло быть упоминание о них в изданной в 1988 году книге «Темное вещество» Уоллеса и Карен Такер^1. Вот человек со свежим взглядом на мучительную космическую проблему. Пока астрономы приходили к убеждению, что плоские кривые вращения галактик и динамику скоплений галактик можно объяснить, только если преобладающим компонентом Вселенной является темная материя, Милгром, по словам Такера, «подошел к проблеме с другой стороны и попытался изменить физические законы». Вот это уже действительно ересь.

Хотя если подумать, то в идее Милгрома есть немалый смысл. Скорости галактик в скоплениях слишком большие. Внешние части галактик вращаются слишком быстро. Галактики и группы галактик слишком массивны. С собственно измерениями и оценками-то все в порядке. Ну а как насчет суждений: «слишком большие», «слишком быстро», «слишком массивные»? В основе их всех лежит наша уверенность в том, что мы понимаем, как действует гравитация. Но если на космических масштабах гравитация ведет себя иначе, то, может быть, никакой проблемы-то и нет и для объяснения результатов наблюдений никакая темная материя не нужна?

Если Милгром прав, то это не первый раз, когда для решения проблемы с наблюдениями ученые подправляют теорию гравитации. Такое уже было 100 с лишним лет назад.

В первой половине XIX века астрономы обратили внимание на то, что Уран отклоняется от предсказанного маршрута. По-видимому, эта далекая планета испытывала дополнительное притяжение со стороны какого-то тела. Французский математик Урбен Леверье на основе ньютоновского закона всемирного тяготения вычислил, где мог бы скрываться вероятный виновник этих отклонений, и в 1846 году в предсказанном месте действительно был обнаружен Нептун^2.

Но оказалось, что и ближайшая к Солнцу планета, Меркурий, тоже ведет себя не совсем правильно. Окрыленный своим первоначальным успехом, Леверье попытался повторить этот математический трюк и в 1859 году предположил, что в Солнечной системе есть еще одна планета, расположенная внутри орбиты Меркурия, которую он назвал Вулканом. Но Вулкан так и не нашли, и теперь мы знаем, что его не существует (разве что в сериале «Звездный путь»), а «неподобающее» поведение Меркурия удалось полностью объяснить в рамках созданной Альбертом Эйнштейном в 1915 году общей теории относительности – улучшенной версии ньютоновской теории тяготения^3.

Что еще может быть не так с нашим пониманием гравитации или в чем может быть его неполнота? Например, из курса средней школы мы все знаем, что сила взаимного притяжения двух массивных тел уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния между ними. Этот так называемый всемирный закон обратных квадратов был подтвержден в результате высокоточных лабораторных экспериментов и наблюдений тел Солнечной системы. Но разве можно быть уверенными, что он справедлив во всей Вселенной?

В своей статье, посвященной скоплению галактик в созвездии Волосы Вероники, Фриц Цвикки осторожно заметил, что его выводы о массе скопления опираются «на предположение, что закон всемирного тяготения Ньютона точно описывает гравитационное взаимодействие между галактиками». Точно так же Хорес Бэбкок в защищенной им в 1939 году диссертации о галактике Андромеды заключил, что во внешних областях галактики должно быть большое количество темной материи «или же, быть может, требуются новые динамические соображения», – иными словами, новый подход к гравитации. В 1963 году итальянский астрофизик Арриго Финци сделал следующий шаг, предложив новый закон тяготения для больших расстояний^4.

Прошло еще 20 лет, прежде чем Мордехай Милгром опубликовал свою теорию модифицированной ньютоновской динамики, известную под названием MOND. Если эта теория окажется верной, то необходимость в темной материи отпадет. Пока что вопрос остается открытым. Некоторые революции происходят невероятно медленно, а некоторые и вовсе не случаются.

В сентябре 2019 году я встретил Милгрома на пятидневном семинаре в Бонне (Германия)5. Высокий худой Милгром в черной футболке, черных брюках и кроссовках всегда сидел в первом ряду, постоянно задавая вопросы и вступая в бурные дискуссии. Он уделил мне много времени в перерывах между докладами, чтобы рассказать свою историю.

Мордехай Милгром (слева) разговаривает с астрофизиком Андре Медером из Женевского университета во время Боннского семинара по модифицированной ньютоновской динамике в сентябре 2019 года

Милгром (его еще зовут Моти) с 1970-х годов работает в Институте имени Вейцмана в Реховоте (Израиль), по образованию – специалист по физике элементарных частиц. В 1980 и 1981 годах во время саббатикала – творческого отпуска – в Институте перспективных исследований в Принстоне он познакомился с новым бурно развивающимся направлением науки – динамикой галактик – и с интересом узнал, что кривые вращения почти всех галактик на больших расстояниях от центра становятся плоскими.

Дело в темной материи, не так ли? Все так говорят. А вдруг что-то не так с законами Ньютона? Что будет, если предположить, что плоские кривые вращения – следствие некой неньютоновской гравитации? Сначала Милгром и сам отнесся к этой идее скептически. «Если бы меня тогда спросили, может ли из этого что-то получиться, то я сказал бы, что вряд ли», – говорит он. Но, к его удивлению, при попытке такого объяснения странных результатов наблюдений не возникло никаких теоретических противоречий. Постепенно стало очевидно, что плоские кривые вращения можно легко объяснить, просто подправив закон тяготения Ньютона.

Вернувшись в Израиль, 35-летний Милгром как одержимый занялся детальной разработкой своей теории. «Я почти не спал. Под рукой рядом с кроватью всегда была тетрадь. Жена говорит, что бо`льшую часть времени я вообще ничего не воспринимал». И он ни с кем об этом не говорил, чтобы коллеги не сочли его сумасшедшим или еще хуже – не украли его идеи. «Я был совершенно уверен, что все тут же схватятся за эту мысль, настолько я был уверен в своей правоте», – говорит он.

Но когда Милгром в частном порядке послал три свои статьи о модифицированной ньютоновской динамике пяти выдающимся астрофизикам-теоретикам, в том числе Мартину Рису и Джерри Острайкеру, то никто из них не проявил особого энтузиазма, хотя они при этом и не сочли его психом. И когда он решил опубликовать свою первую статью на эту тему, то ее не приняли ни в Astronomy & Astrophysics, ни в The Astrophysical Journal, ни в Nature. Только после долгой и изматывающей борьбы с редакцией вторую и третью статью Милгрома о вытекающих из его теории следствиях для галактик, групп и скоплений галактик наконец приняли в The Astrophysical Journal. После этого ему удалось убедить редакцию журнала опубликовать также и первую статью.

Эти три статьи были напечатаны подряд в шестом выпуске журнала, вышедшем 15 июля 1983 года^6. Уверенность Милгрома в своей правоте, которая никогда не покидала его, чувствуется уже с первых фраз первой статьи. «Я рассматриваю возможность того, что на самом деле в галактиках и системах галактик нет значительного количества невидимой массы, – пишет он. – Результаты наблюдений можно воспроизвести без привлечения значительного количества скрытой массы, если для описания движения тел в гравитационном поле (например, гравитационном поле галактики) использовать модифицированный вариант ньютоновской динамики».

Вот так. Темной материи не существует.

Чтобы объяснить гипотезу Милгрома, следует вернуться к понятию кривой вращения. В нашей Солнечной системе Нептун движется по орбите намного медленнее Меркурия, поэтому гораздо больше удален от Солнца, а сила тяготения уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния – во всяком случае, так гласит ньютоновский закон всемирного тяготения. Меньше сила притяжения – значит, меньше скорость. График зависимости скорости движения по орбите от расстояния до центра притяжения имеет вид убывающей непрерывной функции – это так называемая кеплеровская кривая, названная так в честь Иоганна Кеплера, который первым в начале XVII века сформулировал математические законы движения планет.

Конечно, предполагалось, что кривые вращения галактик будут несколько отличаться от кривой вращения для планетной системы. Чтобы понять почему, сравним нашу Солнечную систему с Галактикой. Почти вся масса Солнечной системы сосредоточена в самом Солнце, в то время как масса Галактики распределена по гораздо большему объему. Скорость орбитального движения звезды (или любого другого объекта) определяется не только массой, сосредоточенной в центре Галактики, а всей массой, расположенной внутри орбиты. Но на больших расстояниях от центра – на темных окраинах Галактики – предполагалось обнаружить что-то вроде кеплеровского уменьшения орбитальной скорости: чем дальше звезда (или облако водорода), тем медленнее она должна двигаться по орбите.

А вот согласно радиоастрономическим наблюдениям (см. главу 8) скорость вращения остается постоянной далеко за пределами видимого диска Галактики. Другими словами, кривая вращения на каком-то расстоянии выходит на предельную скорость, а за пределами этого расстояния становится плоской (то есть скорость остается постоянной), что свидетельствует о наличии большого количества невидимой гравитирующей материи. Это не значит, что галактики вращаются подобно колесам, как твердые тела – удаленные объекты обращаются по более длинным орбитам и поэтому, хотя скорость их такая же, как у более близких к центру звезд, времени на полный оборот они затрачивают больше.

Но в связи с плоскими кривыми вращения возникает очень серьезная проблема, которая ставит под сомнение теорию темной материи: почему же она распределена именно так, что получаются плоские кривые вращения, а не какие-нибудь другие с более медленным относительно кеплеровского падением скорости с расстоянием от центра? У Милгрома на это готов простой ответ. Если сила притяжения уменьшается обратно пропорционально расстоянию, а не квадрату расстояния, то естественным образом получается плоская кривая вращения. Не нужно никакой темной материи, и не надо ломать голову и думать, почему она распределена так, что получаются плоские кривые вращения. Все, проблема решена.

Но подождите! Ведь в нашей Солнечной системе гравитация так себя не ведет! И почему в Галактике все не так, как в планетной системе? Почему гравитация там ведет себя не так, как у нас под носом? Согласно теории MOND, все дело в силе гравитационного поля. Когда эта сила оказывается меньше некоторого предельного уровня, характер гравитации меняется и сила перестает подчиняться закону обратных квадратов Ньютона. На земной поверхности мы имеем привычное нам гравитационное поле величиной 1 g (что соответствует ускорению силы тяжести 9,81 м/с^2). На поверхности Луны ускорение силы тяжести составляет всего 0,16 g. А саму Луну на орбите удерживает притяжение Земли, величина поля которого на расстоянии Луны составляет всего 1/3600 g (потому что Луна в 60 раз дальше от центра Земли, чем поверхность нашей планеты). Аналогично нетрудно показать, что величина гравитационного поля, действующего на далекую карликовую планету Плутон, составляет всего 0,00000067 g.

Для MOND все это – огромные величины. Но во внешних областях галактик и в межгалактическом пространстве, где поля намного слабее, картина совершенно иная. Критическая величина в милгромовской теории, ниже которой поведение гравитации постепенно меняется, составляет около одной стомиллиардной g (точнее говоря, она соответствует ускорению силы тяжести 1,2 × 10–10 м/с^2). Если бы сила тяжести на Земле была настолько мала, то яблоко, уроненное с высоты одного метра, падало бы целых два дня.

Все это выглядит несколько умозрительным и притянутым за уши, да так оно и есть. Опять же, ученые всегда старались находить для лучшего описания наблюдений и измерений простые математические законы. А модифицированная ньютоновская динамика успешно описывает наблюдаемые особенности вращения галактик. «Я не знал никакой физической причины, по которой это могло сработать, – говорит Милгром, – но это сработало».

И к тому же это сработало лучше, чем ожидалось. Уже в своей второй статье в Astrophysical Journal Милгром смог предсказать наблюдательно проверяемое соотношение между светимостью галактики и ее «предельной скоростью» – то есть скоростью вращения ее самых внешних областей. Если предположить, что интенсивность излучения галактики пропорциональна ее массе (согласно теории MOND, это только газ и звезды), то нетрудно показать, что светимость должна быть пропорциональна четвертой степени «предельной скорости». Другими словами, если светимость галактики A в 16 раз больше светимости галактики B, то скорость на «плато» ее кривой вращения будет в два раза выше.

Астрономы Брент Талли и Ричард Фишер уже нашли в 1977 году простое математическое соотношение между светимостью и скоростью вращения спиральных галактик. С точки зрения представления о преобладающей роли темной материи соотношение Талли – Фишера выглядит странным, поскольку основной вклад в энерговыделение галактики вносят звезды, а динамика определяется главным образом темной материей. Как эти два компонента умудряются «сговориться», чтобы во всех случаях выполнялось одно и то же соотношение?

Теория MOND предлагает очень простое объяснение для соотношения Талли – Фишера – в начале 1980-х годов оно еще не было достаточно точно откалибровано, но последующие наблюдения показали, что светимость действительно пропорциональна четвертой степени скорости, как это предсказал Милгром. К тому же теория MOND смогла естественным образом воспроизвести аналогичное соотношение для эллиптических галактик (так называемое соотношение Фабер – Джексона).

Но MOND – это не панацея. Галактики в скоплениях движутся слишком быстро даже с точки зрения милгромовской модифицированной гравитации. Там все еще потребуется довольно много дополнительного вещества, хотя и не в таком количестве, как предлагают сторонники теории темной материи. И, конечно же, согласно теории MOND, это должно быть обычное вещество. Вначале некоторые сторонники новой теории полагали, что на эту роль подходят нейтрино, но вполне сгодятся и другие формы материи. Благодаря рентгеновским наблюдениям было обнаружено, что скопления галактик заполнены разреженным горячим газом и что масса этого межгалактического газа намного превышает суммарную массу всех галактик скопления. Кто знает, а вдруг там еще есть сравнимое количество темного холодного газа, который остается невидимым на всех длинах волн.

Более серьезная претензия к теории MOND заключается в том, что она нерелятивисткая, во всяком случае в своем исходном виде. MOND была преподнесена как расширение ньютоновской динамики, а не общей теории относительности. Другими словами, эта теория не годится для описания расширения Вселенной, гравитационного линзирования (искривления света в гравитационном поле – об этом пойдет речь в следующей главе), черных дыр и других явлений, так замечательно описываемых общей теорией относительности Эйнштейна.

Только в 2004 году друг и коллега Милгрома – израильский ученый из Еврейского университета в Иерусалиме Яков Бекенштейн – написал релятивистский вариант теории MOND под названием TeVeS (tensor/vector/scalar – «тензор/вектор/скаляр»)7. Но в своем исходном виде теория TeVeS оказалась жутко сложной, лишенной естественной красоты общей теории относительности и вышла из употребления из-за того, что противоречила недавним наблюдениям гравитационных волн^8.

Так заслуживает ли теория MOND серьезного отношения? Ну, разумеется, нет – это мнение ведущих астрофизиков-теоретиков и специалистов по физике элементарных частиц, таких как Дэвид Сперджел и Майкл Тернер, которые уже несколько десятилетий яростно критикуют лежащую в основе MOND идею. Как однажды заметил Джоэл Примак, «если другие космологи хотят понапрасну терять время на теорию MOND, тем лучше для меня – будет меньше конкурентов». А Джерри Острайкер сказал: «В теории MOND неправильно все, кроме кривых вращения галактик, но это всего лишь один наблюдательный факт. Я всегда считал, что нет никакого смысла писать статью с объяснением, почему эта теория неверна. Это все равно, что объяснять, почему люди не летают».

А у восьми десятков участников Боннского семинара 2019 года на этот счет было другое мнение. На этот семинар под названием «Функционирование галактик: проблемы ньютоновской и милгромовской динамики» прибыли в основном сторонники теории MOND – разношерстная компания по большей части ученых-мужчин со всего мира, которые твердо уверены, что темная материя не может быть окончательным ответом. Один из них – Констанинос Скорлис из Физического института Академии наук Чешской Республики – даже представил новый вариант релятивистской версии теории MOND^9.

Милгром никогда не был одинок в своем героическом еретическом противостоянии догмату о темной материи. Его почти сразу поддержали другие ученые, в том числе Роберт Сандерс из Гроннингенского университета и Стейси Макгог из университета Кейс Вестерн Резерв в Кливленде – одни из первых «обращенных им в свою веру». «И ситуация понемногу улучшается», – говорит Милгром. Конечно, старшее поколение астрономов слишком увязло в своих убеждениях. Как однажды сказал мне Макгог, «когда я спрашиваю их, какие доказательства способны убедить их в правильности теории MOND, они зачастую просто отвечают, что никакие». Но было много участников помоложе, многие из них даже еще не родились в 1983 году, когда появилась теория MOND. Эти ученые гораздо более открыты нестандартным идеям. В конце концов, раз темную материю до сих не удалось обнаружить в экспериментах с элементарными частицами, то так или иначе приходится задумываться об альтернативных теориях и модифицированная гравитация уже не представляется столь уж безумной идеей.

Одним из ярых сторонников модифицированной ньютоновской динамики стал Макгог^10. В 2020 году он написал основательный обзор для журнала открытого доступа [16]Galaxies, в котором перечислил случаи, когда предсказания теории MOND для динамики вращающихся галактик были впоследствии подтверждены наблюдениями^11. В большинстве случаев в рамках теории с темной материей не удавалось получить столь успешные предсказания. Как заключил Макгог, «теория MOND дает во всех этих случаях правильные предсказания еще до соответствующих наблюдений, потому что в ней что-то есть».

Самое впечатляющее достижение теории MOND – это детальное предсказание кривых вращения дисковых галактик исключительно на основе наблюдаемого распределения барионного вещества (то есть звезд и газа). Это просто невероятно. Дайте этим ребятам любую галактику – большую или маленькую, компактную или диффузную, исключительно правильную или очень хаотичную, – и они рассчитают вам ее кривую вращения на основе так называемого отношения радиальных ускорений. Такие расчеты с удивительной точностью предсказывают наблюдаемые кривые вращения для сотен галактик.

Для милгромовской теории математически точное соответствие между кривыми вращения и распределением звезд и газа совершенно естественно. В конце концов, согласно теории MOND, динамика галактик определяется исключительно барионной материей. А вот для приверженцев темной материи эта связь выглядит настоящим чудом. Разумеется, в каждом конкретном случае наблюдаемую кривую вращения можно воспроизвести, предположив подходящее распределение темной материи, но совершенно непонятно, почему эти кривые вращения так точно коррелируют с распределением барионной материи. «Когда мне надо предсказать скорости в галактике, я использую теорию MOND, – говорит Макгог. – Только она и работает. То, что MOND работает, – проблема для приверженцев темной материи. Почему вообще эта дурацкая теория дает правильные предсказания?»

Перед тем как вернуться в главную аудиторию Астрономического института Аргеландера Боннского университета для следующего доклада, Милгром сделал еще одно важное замечание. «Темная материя нефальсифицируема [17] [т. е. гипотеза о ее существовании в принципе не может быть опровергнута], – сказал он. – Когда ее не находят, то всегда говорят, что мы пока что ее недостаточно тщательно искали, а поскольку свободных параметров достаточно, то всегда можно предположить, что темная материя распределена в точности так, чтобы объяснить наблюдения. А вот теорию MOND, наоборот, в принципе легко опровергнуть – например, если наш анализ кривой вращения конкретной галактики предскажет меньшее количество барионной материи, чем фактически наблюдается. Но такого до сих пор ни разу не случалось».

Ну а в тех редких случаях, когда, по мнению других астрономов, теория MOND оказывается опровергнутой (мы вернемся к ним в последующих главах), Милгром с соратниками всегда умудрялись придумать объяснение, чтобы спасти модифицированную гравитацию. Тем более что у конкордантной космологической модели тоже есть свои проблемы (см. главу 22), но никто же не говорит, что на этом основании следует совсем от нее отказаться. «В конечном счете все всегда сводится к вопросу о том, какая же из теорий окажется более целесообразной», – говорит Милгром.

В 2007 году, когда я брал у него интервью для журнала Sky & Telescope, отец-основатель модифицированной ньютоновской динамики считал, что вопрос с этой теорией решится лет за 20^12. Тогда Милгрому было 60 лет, и он сказал мне, что надеется дожить до ответа. Я тоже на это надеюсь, но не уверен в этом. Даже если темной материи не существует, она уже овладела умами большинства астрофизиков и космологов. Как написал в своей книге «Проблема темной материи» Роберт Сандерс, наука, в сущности, деятельность социальная, и если все сообщество заблуждается, то вернуть его на путь истинный очень нелегко^13.

Кто-то считает теорию MOND глупой и высосанной из пальца идеей вроде светоносного эфира или плоской земли. Но она также может оказаться великой новой концепцией, как гелиоцентрическая картина мира или дрейф континентов. Пока что все мы бродим в потемках.

13. За линзой

Немногим более 20 лет назад дорога, ведущая к крупнейшей астрономической обсерватории, еще представляла собой восемь километров камней, гравия и колдобин на юго-юго-запад от чилийской автострады «Рута Синко» на фоне фантастического «марсианского» пейзажа. Автобус с астрономами, чиновниками и журналистами двигался не спеша, с тряской и грохотом.

5 марта 1999 года мы присутствовали на открытии «Очень большого телескопа» (Very Large Telescope, VLT) Европейской южной обсерватории – комплекса из четырех одинаковых инструментов на высоте 2635 метров на вершине Серро-Паранал посреди абсолютно сухой чилийской пустыни Атакама. Эти четыре телескопа – каждый в отдельном здании 30-метровой высоты – способны работать не только независимо друг от друга, но и совместно так, чтобы получать самые четкие изображения Вселенной с помощью интерферометрического метода, заимствованного из радио-астрономии.

Ко времени открытия обсерватории – для этого сюда на вертолете прилетел президент Чили дон Эдуардо Фрей Руис-Тагле – астрономы и инженеры успели выполнить пробные наблюдения на телескопе «Юнит‑1» (Unit 1). Теперь настало время первых настоящих научных наблюдений. Второй телескоп еще только увидел первый свет, а строительство третьего близилось к завершению. Корпус четвертого телескопа был еще в значительной степени недостроен.

Это было веселое мероприятие с великолепной едой и вином, но предшествовавшие ему дни были еще замечательнее благодаря полученным научным результатам. Километров 140 к северу от Параналя в Католическом университете Севера (Universidad Catolica del Norte) в шумном портовом городе Антофагаста несколько десятков ученых собрались на четырехдневный симпозиум «Наука в эпоху VLT и после». Астрономы обсудили блестящие перспективы нового инструмента и представили первые результаты, полученные на этапе ввода в эксплуатацию телескопа «Юнит‑1», чтобы подогреть интерес астрофизиков и космологов.

Испанский астроном Росер Пельо в своем докладе «Исследование далеких галактик с помощью линзирующих скоплений» представила спектроскопические наблюдения далекой галактики на южном небе. Она объяснила, что измерить красное смещение галактики, согласно которому расстояние до нее составляет около 11,5 миллиарда световых лет, удалось исключительно благодаря тому, что очень слабое изображение этой звездной системы оказалось искажено и усилено полем тяготения расположенного перед ней массивного скопления галактик под названием 1E0657–558 – это явление называют гравитационным линзированием.

Я тогда и не подозревал, что благодаря своим линзирующим свойствам это скопление галактик попадет на страницы практически всех учебников астрономии как убедительное доказательство существования таинственной темной материи. Собственно говоря, считается, что 1E0657–558, больше известное как скопление галактик Пуля, похоронило модифицированную ньютоновскую динамику, хотя, как вы, наверное, уже поняли из предыдущей главы, не все с этим согласны.

Концепция гравитационного линзирования как следствия кривизны пространства-времени имеет долгую историю. Первым о возможности искривления лучей света гравитацией задумался Альберт Эйнштейн, и было это в 1912-м, за три года до создания им общей теории относительности. Его предсказания замечательно подтвердились во время полного солнечного затмения 29 мая 1919 года, когда британский астроном Артур Эддингтон установил, что три звезды, которые находились вблизи покрытого Луной солнечного диска, слегка сместились относительно своего исходного положения, как если бы их рассматривали в лупу.

Гораздо позже Эйнштейн получил подсказку с совершенно неожиданной стороны: от чешского иммигранта и бывшего инженера по имени Руди Мандл, который зарабатывал себе на жизнь тем, что мыл посуду в вашингтонском ресторане. Как-то раз, приехав в Принстон, Мандл попросил Эйнштейна рассчитать, что получится в результате гравитационного искривления лучей света, если две звезды находятся в точности на одной линии с Землей. Свет от более далекой звезды A, направленный прямо на Землю, конечно же, не дойдет до нас, потому что упрется в обратную сторону более близкой звезды B. А вот луч, идущий из звезды A под небольшим углом к направлению на Землю, пройдет вблизи звезды B, будет отклонен под действием ее притяжения и дойдет до Земли.

Идея эта заинтересовала Эйнштейна, и он выполнил соответствующие расчеты и опубликовал полученные результаты в 1936 году в короткой заметке в журнале Science^1. Как написал Эйнштейн, «из закона отклонения следует, что наблюдатель, расположенный в точности на продолжении центральной линии AB, увидит не точечную звезду A, а светящуюся (sic!) окружность… вокруг центра B». Иными словами, далекая звезда будет выглядеть как маленькое светящееся кольцо вокруг более близкой звезды.

К сожалению, из расчетов Эйнштейна следовало также, что этот «самый любопытный эффект» ненаблюдаем: видимый диаметр светящегося кольца слишком мал. Всего год спустя Фриц Цвикки отметил, что эффект вполне может оказаться наблюдаемым для объектов других типов. Например, галактики – «туманности», как он продолжал называть их, – вполне могли представлять интерес для наблюдения искривления лучей света, причем величина и геометрические особенности эффекта будут зависеть от массы переднего объекта.

Цвикки сформулировал эту идею и ввел сам термин «гравитационная линза» в краткой заметке (письме в редакцию) в журнале Physical Review^2. Он также понял, какие возможности гравитационное линзирование открывает для исследования темной материи. Напомню, что в своей работе, посвященной скоплению галактик в созвездии Волосы Вероники, о которой шла речь в главе 3, он предположил, что галактики могут оказаться гораздо массивнее, чем можно судить по их видимому содержанию. Согласно Цвикки, «наблюдения отклонения света вблизи туманностей могут стать самым прямым способом определения их масс и устранить… [имеющиеся] расхождения».

Из расчетов следовало, что идеальное светящееся кольцо – сейчас его называют кольцом Эйнштейна – наблюдается, только если далекий излучающий объект и более близкий линзирующий объект представляют собой точечные источники, расположенные в точности на одном луче зрения. В других случаях – когда мы имеем дело c неидеальной конфигурацией протяженных объектов вроде галактик – возможно появление на небе нескольких изображений одного и того же объекта или же изображение может иметь вид нескольких дугообразных фрагментов. Но на протяжении многих десятков лет все это оставалось на уровне теоретических рассуждений. И только в 1979 году, после смерти Цвикки, британский радиоастроном Дэнис Уолш с коллегами обнаружил первую гравитационную линзу, которая оказалась двойным квазаром в созвездии Большой Медведицы^3.

Квазары (квазизвездные радиоисточники) представляют собой сияющие ядра далеких галактик. Они встречаются по всему небу, но вероятность обнаружения двух настолько похожих в такой близости друг от друга чрезвычайно мала. Угловое расстояние между этими двумя квазарами-близнецами, удаленными на миллиарды световых лет от нас, составляло менее 6 угловых секунд – это как если бы мы наблюдали свет фар автомобиля с расстояния около 300 километров. Такое расположение крайне маловероятно, и поэтому Уолш с коллегами не были уверены, что наблюдают два разных квазара. Но в сообщении об этом открытии, которое они опубликовали в журнале Nature, авторы не стали делать поспешных выводов о характере наблюдаемого объекта.

Последующие наблюдения подтвердили высказанную ими догадку, что два квазара на самом деле представляют собой один и тот же объект, «раздвоившийся» из-за гравитационного линзирования, вызванного тусклой галактикой, расположенной между квазаром и Землей. Эту галактику удалось разглядеть на снимках с длительной экспозицией, полученных на крупных телескопах.

С тех пор астрономы нашли еще много других гравитационных линз, в том числе несколько крестов Эйнштейна (четыре изображения одного далекого источника), протяженные светящиеся дуги (сильно искаженные изображения далеких галактик) и даже сплошные кольца Эйнштейна. Сейчас наблюдение таких «сильных» гравитационных линз – обычное дело, особенно для космического телескопа «Хаббл» с его орлиным зрением. Большинство линз обнаруживают в богатых скоплениях галактик – искривление лучей света в основном обеспечивается общей массой скопления, а отдельные галактики отвечают за особенности наблюдаемой картины.

Но множественные изображения, светящиеся дуги и кольца – это всего лишь верхушка айсберга. Кроме сильного есть еще и слабое гравитационное линзирование, порождающее менее заметные искажения изображений далеких галактик. Оно может вызываться расположенной на луче зрения самого разного рода гравитирующей материей – ведь, например, межгалактическое пространство заполнено разреженным газом и уже поэтому пространство-время не бывает идеально «плоским». По этой причине, как астроном Джеймс Ганн понял еще в 1967 году, изображение любой далекой галактики в какой-то степени искажено^4.

Слабое линзирование позволяет оценить количество гравитирующей массы – в том числе и массы темной материи – в заданной области пространства. Дело в том, что расположенная на луче зрения масса слегка увеличивает и растягивает изображения слабых далеких галактик, и по величине этих искажений можно судить о вызывающей гравитационное линзирование массе. Правда, это не так просто, как может показаться на первый взгляд. Даже в отсутствие всякого линзирования форма у галактик вытянутая, потому что они, как правило, реально уплощенные, а мы не всегда видим их плашмя. Поэтому по наблюдениям одной галактики невозможно понять, в какой степени сплюснутость ее изображения вызвана слабым линзированием. Астрономы исследуют изображения как можно большего количества далеких галактик, стараясь найти небольшие отклонения от ожидаемого случайного распределения сплюснутости.

Идея состоит в следующем. Сначала надо пронаблюдать сотни (или тысячи, или даже миллионы) слабых далеких галактик. Потом проверить наличие отклонений от случайного распределения ориентаций. На основе этих отклонений построить карту распределения величины слабого линзирования, которое стало причиной этих малых искажений. Потом вывести из полученного распределения распределение массы в переднем фоне. И вуаля! Мы получили карту распределения массы в части Вселенной. А поскольку большая часть гравитирующей массы Вселенной имеет вид темной материи, полученная карта в основном отражает распределение именно темной материи вдоль луча зрения – первыми такую карту в 1984 году построили (правда, с довольно малой точностью) Энтони Тайсон с коллегами из Лабораторий Белла^5.

Максим Маркевич из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики особенно не задумывался о темной материи и картах распределения массы, когда в октябре 2000 года приступил к наблюдениям расположенного в созвездии Киля далекого скопления галактик Пуля с помощью только что запущенной рентгеновской обсерватории «Чандра». Но благодаря сочетанию с наблюдениями гравитационного линзирования это исследование позволило получить новые данные о темной материи.

Скопление 1E0657–558 (скопление Пуля) было одним из известных ярких рентгеновских источников, из чего следовало наличие в нем большого количества очень горячего газа. К тому же ранее в ходе наблюдений было уже установлено, что скопление состоит из двух отдельных подскоплений, возможно, находящихся в процессе слияния. Это уже было достаточным основанием для проведения более подробных наблюдений с помощью нового рентгеновского космического телескопа НАСА. И действительно, полученное спутником «Чандра» изображение, которое было опубликовано в 2002 году, превзошло все ожидания. На нем было хорошо видно, что излучающий в рентгеновском диапазоне горячий газ не окружает крупнейшие конгломераты галактик, как это обычно бывает в скоплениях. Наоборот, газ концентрируется в области между двумя подскоплениями. К тому же на этом изображении обнаруживается то, что Маркевич с коллегами назвали «хрестоматийным примером головной ударной волны»6 Эта головная ударная волна распространяется впереди напоминающего пулю газового облака, которому скопление обязано своим неформальным названием.

Объяснение напрашивалось само собой. По-видимому, произошло почти лобовое столкновение двух менее крупных скоплений, движущихся относительно друг друга со скоростью более 4000 км/с. Столкновение мало сказалось на отдельных галактиках двух скоплений: сами скопления затормозились под действием тяготения, но составляющие их галактики, расстояния между которыми обычно составляли несколько миллионов световых лет, беспрепятственно прошли друг сквозь друга, подобно летящим в разных направлениях пчелам двух неплотных роев. Но межгалактическое пространство в каждом из скоплений было заполнено огромным количеством горячего разреженного газа, и, по-видимому, эти два газовых облака столкнулись, о чем свидетельствует «пулеобразная» головная ударная волна. Из-за возникшего в результате лобового давления газ оказался выметен из двух скоплений и скопился в пространстве между ними.

Ну хорошо. А что же с невидимой темной материей, которая, как предполагалось, имелась в каждом из двух сталкивающихся скоплений? Сосредоточенная в двух скоплениях темная материя тоже столкнулась, подобно частицам барионного газа? Если так, то следовало ожидать аналогичного выметания и перемещения темной материи в область между двумя скоплениями. А что, если частицы темной материи «бесстолкновительны»? Что, если они почти не замечают друг друга, подобно отдельным галактикам двух скоплений или пролетающим мимо друг друга пчелам из двух роев? В этом случае (ожидаемом большинством теоретиков) темная материя продолжит движение вместе с двумя сгущениями галактик, даже если два расположенных между скоплениями облака газа пойдут своим путем.

Маркевич с коллегами поняли, что скопление Пуля представляет собой идеальный полигон для исследования свойств темной материи. По их словам, «мы имеем явно выраженное несовпадение центроидов галактик подскоплений и газа… Если измерить местоположение пика плотности темной материи подскопления (например, по данным слабого линзирования…), то можно определить, является ли темная материя бесстолкновительной подобно галактикам или на нее действует что-то вроде лобового давления, как это имеет место в случае газа».

К сожалению, Маркевич не очень разбирался в слабом линзировании. Для большинства астрономов этот метод был чем-то вроде магии. Но на конференции по скоплениям галактик, которая проводилась на Тайване в 2002 году, он встретил постдока из Боннского университета Дугласа Клоу^7. Клоу в то время был одним из примерно десятка специалистов по слабому линзированию. А не будет ли ему интересно рассчитать распределение массы в скоплении Пуля? Разумеется, Клоу воспользовался такой возможностью.

Для убедительного анализа слабого линзирования нужно получить точные данные о форме хотя бы нескольких сотен слабых галактик дальнего фона. Это возможно только при наличии снимка с высоким разрешением, полученного с помощью большого оптического телескопа. Клоу сообразил, что подача заявки на наблюдательное время на 8-метровом телескопе потребует много времени и усилий, и поэтому решил поискать уже имеющиеся изображения скопления в астрономических архивах. Вот так он и наткнулся на снимок скопления, полученный в ходе пробных наблюдений на первом телескопе комплекса «Очень большого телескопа» Европейской южной обсерватории. Это тот самый снимок, который я видел на докладе Росер Пельо на симпозиуме в Антофагасте в марте 1999 года, посвященном открытию «Очень большого телескопа».

Выполненный Клоу тщательный анализ изображения на предмет слабого линзирования не оставил никаких сомнений по поводу природы темной материи. На карте распределения плотности 1E0657–558 видны два четких пика, совпадающие с двумя подскоплениями. Стало очевидно, что большая часть гравитирующей массы – темная материя – продолжает концентрироваться вокруг галактик скопления, а это означает, что таинственная субстанция действительно бесстолкновительна. Замечательно – темная материя ведет себя так, как и ожидалось от небарионных частиц вроде вимпов.

Но это еще не все. Где-то около 2001 года Клоу оказался на докладе Стейси Макгога о модифицированной ньютоновской динамике. Еще когда он занимался слабым линзированием, Клоу понял, что скопление Пуля может сыграть ключевую роль в опровержении модифицированной ньютоновской динамики. Если, как утверждает эта теория, никакой таинственной материи во Вселенной не существует, то все, что есть, – это галактики и содержащийся в скоплении газ. А поскольку полная масса горячего газа, излучающего в рентгеновском диапазоне, превышает суммарную массу видимых галактик, то полученный по данным слабого линзирования пик плотности должен совпадать с положением газа, а не галактик.

В статье, опубликованной в апреле 2004 года в The Astrophysical Journal, Клоу, Маркевич и Энтони Гонсалес из Флоридского университета решительно заявили, что реконструированное ими распределение массы в скоплении Пуля представляет собой прямое доказательство существования темной материи^8. Даже если теория модифицированной ньютоновской динамики и верна, все равно для объяснения результатов наблюдений требуется наличие значительного количества небарионной темной материи. Вывод авторов таков: «Хотя эти наблюдения и не могут служить опровержением модифицировнной ньютоновской динамики… они устранили основную мотивацию ее создания – желание обойтись без темной материи».

Результат гораздо более подробного исследования, опубликованного в 2006 году, оказался таким же^9. На этот раз Клоу с коллегами использовали новые наблюдения скопления, выполненные в 2004 году на 6,5-метровом телескопе обсерватории Лас-Кампанас в Чили и с помощью Усовершенствованной камеры для съемки (Advanced Camera for Surveys) космического телескопа «Хаббл». Благодаря намного более высокому качеству новых данных статистическая значимость полученного на их основе результата оказалась в три раза выше прежней.

Горячий межгалактический газ, излучающий в рентгеновском диапазоне (диффузное свечение), сосредоточен в области пространства между двумя сталкивающимися подскоплениями галактик, образующими скопление Пуля, а темная материя (изолинии, проведенные на основании данных наблюдений слабого линзирования) продолжает «кучковаться» вокруг галактик скопления

Выполненные на телескопе «Хаббл» наблюдения и их следствия привлекли гораздо больше внимания, чем исходная публикация 2004 года. В выпущенном в августе 2006 года пресс-релизе НАСА приводится следующая цитата из Клоу: «Эти результаты представляют собой прямое доказательство существования темной материи»10. И в том же самом пресс-релизе утверждается, без прямого упоминания модифицированной ньютоновской динамики, что основанный на анализе слабого линзирования результат «придает ученым дополнительную уверенность в том, что обычное ньютоновское тяготение, с которым мы имеем дело на Земле и в Солнечной системе, также работает и на огромных масштабах скоплений галактик». В газетах и научно-популярных журналах появились изображения цветного коллажа снимков рентгеновского спутника «Чандра» и телескопа «Хаббл», сопровождаемые восторженным рассказом о полученном впечатляющем результате. Целых несколько десятилетий мы полагали, что Вселенной управляет темная материя, а теперь у нас есть для этого неопровержимое доказательство.

И мы это действительно доказали? Действительно ли результаты наблюдений гравитационного линзирования в скоплении Пуля похоронили модифицированную ньютоновскую динамику? Согласно сторонникам этой теории, это совсем не так. Конечно, в ее рамках все же требуется наличие некоторой невидимой гравитирующей материи, но эта материя может иметь форму нейтрино или холодных компактных объектов – таких же бесстолкновительных, как галактики в сталкивающемся скоплении. К тому же, как отметил Хуншэн Чжао из Сент-Эндрюсского университета в Шотландии в своем докладе на упомянутом в предыдущей главе Боннском семинаре 2019 года, некоторые из теорий такого рода позволяют довольно естественным образом объяснить наблюдаемое распределение массы в скоплении Пуля.

Астрофизик Роберт Сандерс из Гронингенского университета считает весь этот ажиотаж в связи с объявленным доказательством существования темной материи на основании данных наблюдения скопления Пуля результатом мощной рекламной компании НАСА. Он пишет в своей изданной в 2010 году книге «Проблема темной материи»: «Следует помнить, что [этот вывод получен] при неявном предположении, что на рассматриваемых масштабах справедлива общая теория относительности… как и в случае с кривыми вращения вывод о существовании или отсутствии темной материи зависит от принятого закона тяготения». Другими словами, темная материя так и остается теоретической концепцией, придуманной для того, чтобы сохранить нашу приверженность другой теории, описывающей поведение гравитации. Результаты, полученные на основе анализа наблюдений гравитационного линзирования, не противоречат существованию темной материи, но они не позволяют с уверенностью доказать реальное существование этой субстанции. Вывод Сандерса состоит в том, что «единственным доказательством существования небарионной темной материи может быть ее непосредственное обнаружение»11.

Но это никоим образом не умаляет значения гравитационного линзирования для исследования темной материи. Наоборот, в своем обстоятельном обзоре в журнале Reports on Progress in Physics британские астрономы Ричард Массей, Томас Китчинг и Йохан Ричард назвали гравитационное линзирование «самым эффективным методом исследования [темной материи]»12. Так, например, наблюдения сильного гравитационного линзирования (множественные изображения и светящиеся дуги) можно сравнить с детальными предсказаниями распределения массы в расположенных перед линзируемым объектом скоплениях галактик. Результаты такого рода сравнений можно использовать для выбора между разными теоретическими моделями, как это было с успехом сделано в случае шести массивных скоплений галактик в рамках программы Hubble Frontier Fields^13.

Потом есть еще и слабое линзирование изображений галактик другими галактиками, при котором слабые искажения формы далеких объектов вызваны не гравитацией целого скопления, как в случае со скоплением Пуля, а искривлением лучей света тяготением одной массивной галактики переднего фона. Такого рода линзирование позволяет изучать гало из темной материи, которыми, как считается, окружены видимые части галактик. Пока что эти наблюдения скорее свидетельствуют в пользу существования таких гало.

Есть еще один вид слабого гравитационного линзирования, позволяющий исследовать распределение темной материи во всей наблюдаемой Вселенной, – так называемый «космический сдвиг», возникающий при прохождении света через неоднородное распределение вещества в пространстве. Этот эффект был предсказан в 1967 году Джимом Ганном. Крупномасштабная структура Вселенной – скопления. Сверхскопления и «великие стены галактик» наряду с огромными практически лишенными галактик пустотами слегка изменяют траектории всех проходящих лучей света. К тому времени, когда луч света далекой галактики достигает нашего телескопа, он оказывается слегка искаженным даже в отсутствие галактик или скоплений непосредственно на луче зрения. Это искажение позволяет судить о распределении как видимой, так и темной материи на луче зрения.

Для наблюдения космического сдвига нужно проанализировать форму миллионов далеких галактик на больших участках неба. Такое стало возможно только с появлением новых приемников излучения – так называемых приборов с зарядовой связью. Космический сдвиг наблюдался как минимум четырьмя независимыми группами астрономов – все они опубликовали свои результаты в мае 2000 года^14. С помощью так называемого метода космической томографии по данным измерений космического сдвига для галактик, расположенных на разных расстояниях, можно получить своеобразный скан распределения масс во всей Вселенной. Благодаря космической томографии появилась возможность исследования крупномасштабной структуры в распределении как барионной, так и небарионной материи на разных расстояниях, соответствующих разным эпохам в прошлом (см. главу 22).

Мы живем во Вселенной, где гравитация отклоняет лучи света, фотоны катятся по волнам пространства-времени, галактики искажаются и все вокруг совсем не такое, каким кажется. И все же благодаря созданным астрономами исполинским «очкам» начинает просматриваться реальная картина. Во время моей недавней поездки на «Очень большой телескоп» в сентябре 2018 года – спустя 20 лет после его ввода в эксплуатацию – работа на обсерватории продолжала идти полным ходом. То же самое можно сказать и об изучении гравитационного линзирования, которое стало важной частью космологических наблюдений. Загадка темной материи пока еще не решена, но мы продолжаем двигаться в правильном направлении, и, когда мы достигнем пределов возможностей современных телескопов, они передадут эстафету более мощным инструментам, чтобы прояснить крупномасштабное распределение темной материи.

К востоку от наблюдательной платформы «Очень большого телескопа» хорошо видна расположенная в 20 километрах посреди безводной пустыни плоская вершина Серро-Армасонес, на которой Европейская южная обсерватория строит свой очередной главный инструмент – «Чрезвычайно большой телескоп»15. Этому многофункциональному монстру с главным зеркалом диаметром почти 40 метров суждено на несколько десятилетий стать лучшим наземным телескопом для детального исследования гравитационных линз.

Мне не терпится побывать на его открытии.

14. Культура МАЧО

Ну ладно, бо́льшая часть материи во Вселенной – темная. Как мы уже убедились, этот вывод подтверждают очень убедительные доказательства. Более того, даже химический состав видимой Вселенной (в частности, содержание дейтерия) говорит о том, что количество барионной материи – атомов – слишком мало, чтобы она могла претендовать на роль темной материи. Казалось бы, вопрос решен.

Но погодите. Но если темная материя не может быть только барионной, это еще не значит, что она обязательно вся небарионная. Нельзя полностью исключить возможность существования более привычных форм невидимой материи на меньших масштабах. Например, протяженные гало галактик вроде нашей могут быть полны множеством очень тусклых карликовых звезд или даже «неприкаянных» планет, как это предположили в 1974 году Джерри Острайкер, Джим Пиблс и Амосом Яхил.

Во всяком случае, такого мнения в конце 1980-х годов придерживались многие астрономы. Возможно, это были просто разумный консерватизм и опасение выплеснуть вместе с водой ребенка. Во всяком случае, ученые считали, что, возможно, причина плоских кривых вращения галактик – это не гипотетические вимпы или иные слабовзаимодействующие частицы, а гораздо более крупные и массивные астрофизические объекты, названные МАЧО – массивные компактные объекты гало (massive compact halo objects, MACHO). Этими МАЧО могли быть красные карлики – крохотные звезды, которые гораздо меньше, холоднее и тусклее нашего Солнца. Или, например, коричневые карлики – еще меньших размеров газовые шары с массами и температурой, недостаточными для протекания в их ядрах реакций термоядерного синтеза из водорода. На эту роль могли годиться и старые белые карлики – медленно угасающие и остывающие компактные остатки солнцеподобных звезд или оставшиеся после Большого взрыва сверхплотные нейтронные звезды. Среди МАЧО могли затесаться и оставшиеся после Большого взрыва маломассивные первичные черные дыры. Ну и конечно, по гало галактик могут носиться бесчисленные неприкаянные юпитероподобные планеты, недоступные прямому обнаружению из-за их малых размеров и светимости.

Но если МАЧО слишком слабые и поэтому для нас невидимы – в конце концов, мы здесь говорим о темной материи, – то как астрономы могут доказать их существование? Ответ может вас удивить – посредством гравитационного линзирования. Помните, как Эйнштейн вычислил, как свет далекой звезды может быть искривлен и усилен тяготением расположенной на луче зрения более близкой звезды? Такой же эффект может создать расположенное на луче зрения невидимое МАЧО. Другими словами, при прохождении расположенного в гало нашей Галактики МАЧО перед гораздо более далекой звездой (или другой галактикой) вид этой далекой звезды на короткое время меняется, причем совершенно определенным образом.

Конечно, Эйнштейн писал, что «нет никакой надежды, что это явление когда-нибудь можно будет наблюдать непосредственно», но это было в 1936 году. Он оказался прав в вопросе об эффекте светящегося кольца, но для отдельных звезд кольцо это ненаблюдаемо даже в крупнейшие телескопы из-за его слишком малого размера. Но, как показал норвежский астрофизик Сьюр Рефсдал в опубликованной им в 1964 году статье в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society^1, относительно более близкий объект – гравитационная линза – еще и усиливает свет далекой звезды в случае почти идеального расположения на одном луче зрения, и это усиление может оказаться весьма существенным. Рефсдал показал, что прохождение относительно близкой звезды перед расположенной позади нее более (с точки зрения земного наблюдателя) далекой звездой – вовсе «не такое уж и редкое явление. Проблема лишь в том, чтобы найти, где и когда оно произойдет».

Это было за 15 лет до открытия первой гравитационной линзы – описанного в предыдущей главе «квазара-близнеца». И Рефсдал написал свою статью задолго до того, как кого бы то ни было стала волновать проблема гало из темной материи. Но в 1981 году аспирантка Мария Петру поняла, что невидимые тела в гало Млечного Пути могут обнаружить себя посредством гравитационного линзирования расположенных за ними далеких звезд других галактик. К сожалению, ее научный руководитель не дал ей опубликовать эти результаты^2.

Петру родилась в Греции и училась в университете Аристотеля в Салониках, а потом изучала математику в Кембриджском университете. Ее диссертация «Динамические модели сфероидальных систем» была посвящена решению ряда теоретических задач, включая «эффект гравитационного линзирования, вызванного объектами гало нашей Галактики». Она изучала «ожидаемые наблюдательные проявления в случае, если гало нашей Галактики состоит из “Юпитеров”, белых карликов или черных дыр». Петру пришла к выводу, «что если наша Галактики окружена гало из темных компактных объектов… то у нас должна быть возможность обнаружить транзиентное усиление [блеска] внегалактических звезд, длительность которого зависит от вида компактных линзирующих объектов».

Идеи Петру предвосхитили последующие исследования, но в свое время они оставались неизвестными широким кругам астрономов. Хотя содержание большинства глав диссертации Петру было опубликовано в рецензируемых научных журналах, ее научный руководитель – знаменитый кембриджский астроном Дональд Линден-Белл – счел главу об объектах гало слишком спорной и не дал разрешения на ее публикацию.

Через пять лет, в мае 1986 года, принстонский астроном польского происхождения Богдан Пачинский опубликовал в The Astrophysical Journal свою историческую статью «Гравитационное линзирование объектами галактического гало»3. Согласно Пачинскому, если темное гало нашей Галактики состоит из объектов с массами больше половины массы Луны, то любая звезда из ближайших к нам галактик в любой момент может оказаться «микролинзированной» с вероятностью один на миллион. Это значит, что при прохождении объекта гало перед далекой звездой блеск этой звезды усиливается в течение нескольких дней, недель или месяцев в зависимости от линзирующей массы – как уже было показано Марией Петру. Блеск звезды должен возрасти, достичь максимума и потом снова ослабеть совершенно симметричным образом.

Разумеется, совершенно невозможно предвидеть, какая из далеких звезд окажется линзированной, и поэтому единственный способ обнаружить такое явление – это непрерывно отслеживать миллионы звезд на протяжении длительного времени – лет эдак двух или больше. Пачинский писал, что «предлагаемая наблюдательная программа потребует колоссального объема обработки данных». Такого рода исследование с помощью фотографических пластинок действительно оказалось бы чрезвычайно трудоемким. Электронные приемники излучения в середине 1980-х годов имели слишком малые размеры и не могли обеспечить получение достаточного количества изображений звезд за одну экспозицию, и к тому же у астрономов тогда еще было мало опыта автоматической обработки данных. Как и Петру, Пачинский опередил свое время. Кстати, рецензент вначале даже высказался против публикации статьи, сочтя предложение Пачинского практически неосуществимым.

Через три года перспективы стали выглядеть гораздо более многообещающими. Астроном из Ливерморской национальной лаборатории в Калифорнии Чарльз Олкок вместе со своим коллегой Тимом Аксельродом и постдоком Пак Хе Сук работал над проектом автоматического мониторинга большого количества звезд^4. Идея проекта состояла в поиске далеких объектов Солнечной системы вроде ледяных тел Пояса Койпера и ядер комет в Облаке Оорта, которые при прохождении перед далекой звездой могут выдать свое присутствие кратковременным падением ее блеска. Явления эти очень редкие и мимолетные, но если с помощью электронных приемников излучения и специальных компьютерных программ отслеживать блеск многих тысяч звезд, то, может быть, получится зарегистрировать какое-нибудь из них.

В 1989 году Дэйв Беннет, в то время постдок в Принстонском университете, обратил внимание Олкока на статью Пачинского 1986 года. Если есть возможность зарегистрировать кратковременные «мигания» звезд, вызванные прохождением перед ними объектов Пояса Койпера или комет, то, по мнению Беннета, также можно обнаружить гораздо более медленные изменения блеска, вызванные микролинзированием на темных телах галактического гало. Олкок тут же ухватился за эту идею и, недолго думая, развил ее. А 31 октября на семинаре Центра космомикрофизики Калифорнийского университета в Беркли он представил план нового обзора микролинзирования, который мог бы в какой-то мере решить загадку темной материи, доказав, что хотя бы какая-то часть ее – это не нечто таинственное, а самая обычная барионная материя, просто остававшаяся незамеченной.

Был прямой смысл скооперироваться с учеными из Беркли – это совсем рядом с Ливерморской лабораторией, где работал Олкок. Центр космомикрофизики занимался разработкой детекторов частиц темной материи – главным образом вимпов, и его новый директор, французский физик Бернар Садуле, был готов вложить деньги и силы в проект наблюдения микролинзирования. Если он окажется успешным, то Беркли разделит славу великого открытия, а если нет, то отсутствие барионной темной материи станет дополнительным аргументом в пользу проводимых Центром поисков вимпов. К тому же работавший в Центре физик и технический гений Крис Стабс занимался тем, что пробовал составлять из отдельных приборов с зарядовой связью (ПЗС) крупноформатные мозаики, позволявшие охватить большее поле зрения и тем самым обеспечить одновременное слежение за большим количеством звезд. Такой прибор был бы совсем не лишним для проекта Олкока.

Оставалось лишь найти достаточно крупный телескоп, чтобы на протяжении многих лет использовать его для проведения обзора. Телескоп должен быть расположен в Южном полушарии, потому что наиболее подходящая область неба для обзора – Большое Магелланово Облако – карликовый спутник нашей Галактики, который не виден из большей части Северного полушария. Большое Магелланово Облако находится на расстоянии 167 000 световых лет – достаточно близко, чтобы с Земли были различимы отдельные звезды, которые при этом достаточно тесно расположены, обеспечивая большое количество потенциальных микролинзирующих источников. А весьма ценной дополнительной площадкой могла бы служить расположенная рядом другая карликовая галактика – Малое Магелланово Облако.

И, к счастью, такой телескоп нашелся. Это был старый неисправный телескоп с зеркалом диаметром 1,27 метра, стоявший без дела под куполом в обсерватории Маунт-Стромло поблизости от Канберры (Австралия). Об этом Беннетт узнал от работавшего в обсерватории астронома Кена Фримена, когда обратился к нему с просьбой подыскать подходящий для обзора инструмент. Речь идет о так называемом Большом Мельбурнском телескопе, который был построен в 1868 году и был тогда крупнейшим полноповоротным телескопом в мире. В 1947 году он был перемещен в обсерваторию Маунт-Стромло.

Фримен заинтересовался темной материей, еще когда занимался кривыми вращения галактик в 1970 году (см. главу 8), а во время своего пребывания в Институте перспективных исследований в Принстоне в 1985-м он узнал о теоретических работах Пачинского по микролинзированию. А что, если восстановить Большой Мельбурнский телескоп и вернуть ему прежнюю славу, отведя ему главную роль в захватывающем проекте? Вместе со своим коллегой Питером Квинном Фримен уговорил директора Алекса Ро-джерса поддержать их план, и в 1990 году было получено финансирование на восстановление телескопа.

Так родился совместный проект Ливерморской лаборатории, Калифорнийского университета в Беркли и обсерватории Маунт-Стромло, названный MACHO. Эту броскую аббревиатуру в 1991 году придумал член группы Ким Грист. Да и вообще, кому нужны эти вимпы?

Но Олкок с партнерами не были единственными. Среди присутствовавших на том «хэллоуинском» семинаре Центра космомикрофизики Калифорнийского университета в Беркли в 1989 году был Джеймс Рич из Центра ядерных исследований в Сакле (Франция). Вернувшись в Париж, Рич обсудил планы Олкока со своими коллегами Мишелем Спиро и Эриком Обургом, которые пришли в восторг при мысли о возможности найти объекты темного гало путем наблюдения микролинзирования. Спиро, Обург, Рич с коллегами сразу же приступили к выполнению собственного проекта, получившего название EROS – Experience pour la Recherche d’Objets Sombres («Эксперимент по исследованию темных объектов»)5.

Строительство Большого Мельбурнского телескопа в 1869 году. В 90-х годах XX века этот телескоп использовался для поиска МАЧО – массивных компактных объектов гало

Большинство ученых в Сакле были физиками, и разница в менталитете с астрономами сказывалась с самого начала. Группу EROS совершенно не пугала перспектива прочесывания огромного массива данных в поисках чрезвычайно редких событий – это как раз то, чем они занимались, исследуя выложенные на сайте ЦЕРНа данные измерений, выполненных на Большом электрон-позитронном коллайдере. Программисты в Сакле разработали специальные программы для автоматического анализа данных, а инженеры в отделе исследования элементарных частиц приступили к созданию большой электронной камеры.

Чтобы еще больше повысить шансы оказаться первыми, группа EROS решила не ждать, пока будет готова цифровая камера. Они начали работу по поиску микролинзирования, делая по старинке фотографические снимки Большого Магелланового Облака на (представьте себе!) стеклянных пластинках, которые потом оцифровывали для последующей компьютерной обработки. Благодаря связям Альфреда Видал-Маджара из отдела астрофизики удалось выйти на Европейскую южную обсерваторию (ЕЮО), что давало возможность использовать один из ее телескопов для получения таких снимков. У ЕЮО в Чили было целых 14 телескопов, расположенных в обсерватории Ла-Силья, в том числе и метровый телескоп Шмидта [18] – самый подходящий инструмент для получения широкоугольных снимков ночного неба. И уже в 1990 году первые фотографические пластинки со снимками Большого Магелланова Облака с изображениями около 8 миллионов слабых звезд были оцифрованы с помощью нового сканера MAMA (Machine Automatique a Mesures pour l’Astronomie – «автоматическая машина для астономических измерений») Парижской обсерватории – устройства для измерения фотопластинок, с помощью которого можно определить блеск буквально всех присутствующих на изображении звезд. Сравнивая данные, полученные в разные ночи, можно было с помощью специальной программы обнаруживать звезды с характерными для микролинзирования изменениями блеска.

В конце 1991 года заработала установленная на расположенном в обсерватории Ла-Силья 40-сантиметровом рефракторе GPO (Grand Prisme Objectif) цифровая камера EROS1. На тот момент EROS1 с 3,7 миллиона пикселов была самой большой в мире цифровой камерой. Но она покрывала лишь часть поля зрения шмидтовского телескопа, и поэтому на электронные снимки попадало лишь около 100 000 из 8 миллионов звезд. Зато цифровая камера работала с гораздо более короткими экспозициями и поэтому в принципе позволяла обнаруживать более кратковременные события, порожденные менее массивными МАЧО.

А тем временем возглавляемая Олкоком группа MACHO занималась созданием собственной цифровой камеры. В условиях конкуренции с французами следовало торопиться – открытие большой популяции темных объектов вполне могло претендовать на Нобелевскую премию. Стабсу удалось соединить четыре больших ПЗС-камеры в 16,8-мегапиксельную мозаику – это был очередной рекорд. Но в силу ряда причин, в том числе и из-за потребовавшего долгого времени восстановления Большого Мельбурнского телескопа, первые снимки Магеллановых Облаков удалось получить только в июле 1992 года, и тогда уже началась настоящая гонка.

(Третья программа поиска явлений микролинзирования – «Оптический эксперимент [по поиску] гравитационных линз» (Optical Gravitational-Lens Experiment) – стартовала в 1992 году и продолжается до сих пор^6. Но начатый по инициативе Пачинского проект OGLE (это его сокращенное название) нацелен в первую очередь на объекты, расположенные в центральной области нашей Галактики, и не предназначен для поиска темной материи, поэтому здесь я его подробно не обсуждаю [19].)

Конечно, при поиске изменений блеска миллионов звезд неизбежно выявляется бесчисленное число случаев переменности, никак не связанной с микролинзированием. Среди звезд много таких, чья светимость меняется со временем – например, из-за пульсаций. В случае некоторых звезд переменность связана с их двойственностью – две звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс, периодически затмевают друг друга. Такие периодические переменные звезды можно сразу исключить из числа возможных кандидатов, потому что микролинзирование порождает «единичные» явления. Но встречаются и случаи отдельного увеличения последующего падения блеска, и нужно убедиться, что они не связаны с какими-то особенностями поведения самой звезды.

К счастью, переменность, вызванную микролинзированием, можно отличить от непериодических изменений блеска, вызванных другими причинами. Одна из важнейших особенностей явления микролинзирования – это идеально симметричная форма кривой блеска – графика зависимости блеска от времени. Если скорость возрастания блеска отличается от скорости его последующего падения, то это точно не микролинзирование. И есть еще один важный признак. Если мы имеем дело с физической переменностью именно самой звезды, то обычно наблюдается также, пусть и небольшое, изменение цвета, вызванное увеличением и уменьшением температуры поверхности звезды. Из-за этого характер изменений блеска, наблюдаемых через красный светофильтр, слегка отличается от того, что наблюдается через голубой светофильтр. А вот явления микролинзирования в этом смысле, наоборот, должны быть совершенно «ахроматичными» – блеск в красном и голубом фильтрах должен меняться совершенно одинаковым образом. Обе конкурирующие группы проверяли обнаруженные переменные звезды на возможные различия поведения в разных цветах: в проекте EROS делались последовательные экспозиции с красным и голубым светофильтрами при наблюдении как с помощью шмидтовских фотографических пластинок, так и с помощью цифровой камеры, а в проекте MACHO входящий пучок разделялся на два с разными диапазонами длин волн и один и тот же участок неба снимался одновременно двумя камерами в двух цветах.

Летом 1993 года стало ясно, что группа Олкока (MACHO) обнаружила первый случай микролинзирования. На протяжении приблизительно месяца произошло медленное поярчание, а потом – симметричное ослабление блеска совершенно ничем не приметной звезды Большого Магелланова Облака. Поток света от звезды достиг максимума 11 марта – в этот момент она стала в семь раз ярче обычного. По длительности события была вычислена масса микролинзирующего объекта, которая оказалась примерно в восемь раз меньше солнечной. Анализ примерно 12 000 изображений вроде бы свидетельствовал о том, что первый надежно установленный массивный компактный объект гало наконец-то обнаружен – результат, безусловно заслуживавший публикации в журнале Nature.

В сентябре в ходе подготовки статьи о совершенном открытии Олкок узнал, что группа EROS собирается опубликовать первые результаты своей работы, основанные на анализе 300 шмидтовских фотопластинок и более чем 8000 ПЗС-изображений. При этом были обнаружены два случая микролинзирования с максимумом блеска 29 декабря 1990 года и 1 февраля 1992-го. Тут уж действительно надо было спешить. Группа Олкока закончила статью меньше чем за два дня и отправила ее в журнал Nature 22 сентября – в тот же день, когда редактору журнала поступила статья от руководителя группы EROS Обурга. Обе статьи были приняты к печати в течение недели и были очень оперативно опубликованы на соседних страницах в номере от 14 октября^7.

Эти публикации сопровождались комментарием от астронома Крейга Хогана из Вашингтонского университета, озаглавленным «В поисках Грааля гало» (In Search of the Halo Grail)8. Хоган приветствовал микролинзирование как «новый мощный метод исследования состава темной материи… Программы [наблюдения] микролинзирования наконец-то [позволили] обнаружить форму и расположение большей части барионов во Вселенной». Но он также отметил, что «учитывая столь малое число обнаруженных [явлений, полученные по данным] микролинзирования, выводы пока еще рано считать окончательными».

И действительно, в течение последовавших двух лет Обургу с соавторами, к их большому сожалению, пришлось отказаться от всех своих выводов. Из дальнейших наблюдений стало ясно, что оба заподозренных случая микролинзирования представляют собой просто необычные переменные звезды, блеск которых время от времени меняется на фоне длительных «спокойных» периодов, причем изменения эти симметричны и ахроматичны, совсем как при микролинзировании.

Камера EROS1 проработала до 1995 года. На следующий год в июне впервые увидела свет гораздо крупная камера EROS2 с 32 миллионами пикселов (и это снова была самая большая камера в мире). Камера была установлена в обсерватории Ла-Силья, но не на старом телескопе GPO, а на метровом телескопе «Марли» (Марсель – Лион), перемещенном в Чили из обсерватории Верхнего Прованса на юге Франции. На этот раз наблюдения проводились одновременно в двух цветах с помощью светоделителя. Но несмотря на более высокую чувствительность и бо́льшее поле зрения камеры EROS2, а также более высокое качество получаемых данных, за шесть с половиной лет ее работы так и не удалось надежно зарегистровать новые случаи микролинзирования.

Группа проекта MACHO оказалась несколько успешнее. Ее первое открытие выдержало испытание временем, а в последующие годы было обнаружено еще несколько других кандидатов. Но вот с интерпретацией полученных результатов все оказалось не так просто. Зарегистрированные явления действительно могли быть вызваны коричневыми карликами в галактическом гало, но причиной вполне могли быть и маломассивные звезды во внешних областях самого Большого Магелланова Облака, и в таком случае полученные результаты не имели никакого отношения к МАЧО нашей Галактики.

Энтузиазм по поводу компактных объектов гало постепенно угас. Если бы массивное гало нашей Галактики состояло из одиноких «Юпитеров», «недозвезд» или темных остатков проэволюционировавших звезд, в данных наблюдений звезд Магеллановых Облаков должно было ежегодно обнаруживаться около десяти случаев микролинзирования. А вместо этого на протяжении почти 10 лет было зарегистрировано всего несколько таких явлений.

В мае 1998 года две конкурирующие группы опубликовали в журнале Astrophysical Journal совместную статью с результатами анализа всех полученных ими данных. Авторы этой статьи, озаглавленной «Ограничения на количество темной материи в виде объектов планетных масс в галактическом гало согласно объединенным данным проектов EROS и MACHO», пришли к выводу, что количество темных компактных объектов недостаточно для объяснения плоских кривых вращения галактик^9. Согласно полученной ими оценке, в нашей Галактике на долю таких массивных компактных объектов может приходиться не более 25 % установленной массы гало. Позже, по мере появления дополнительных данных, этот предел пришлось еще уменьшить.

Проект MACHO был закрыт в конце декабря 1999 года, положив конец тому, что Олкок называет «главным событием своей профессиональной карьеры». (Сейчас он занимает пост директора Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики.) Завершающая статья группы проекта MACHO, в которой были подведены итоги более чем пяти лет измерений почти для 12 миллионов звезд, была опубликована в октябре 2000 года в The Astrophysical Journal^10. Прошло менее двух с половиной лет, и 19 января 2003 года во время сильнейшего лесного пожара на горе Стромло сгорела практически вся обсерватория, включая Большой Мельбурнский телескоп.

Проект EROS продолжался до февраля 2003 года, и обзор полученных в ходе него результатов был представлен летом 2007-го в журнале Astronomy & Astrophysics^11. Спустя два года телескоп «Марли» был снят с эксплуатации и увезен из Чили. Сейчас это главный инструмент небольшой обсерватории на горе Джаогари в Буркина-Фасо в 250 километрах к северо-востоку от столицы страны Уагадугу.

Охота на МАЧО закончилась. Победили вимпы.

15. Разлетающаяся Вселенная

8 января 1998 года, когда ученые объявили, что расширение Вселенной никогда не прекратится, я по какой-то ерундовой причине пропустил эту пресс-конференцию. Да, я был одним из журналистов, присутствовавших на 191-м Съезде Американского астрономического общества (ААО) в Вашингтоне. Но это был мой первый съезд ААО, и я плохо разбирался в том, в каких аудиториях Вашингтонского конгресс-центра «Хилтон» и в какое время должны были проводиться те или иные мероприятия. Поэтому, когда Сол Перлмуттер и Питер Гарнавич представляли свои потрясающие выводы о вечном расширении Вселенной, я, скорее всего, слушал какой-нибудь занудный доклад в другой аудитории.

После Большого взрыва пустое пространство беспрестанно расширялось. Но ученые не были до конца уверены, будет ли это расширение продолжаться вечно. Дело в том, что расширение Вселенной замедляется под действием суммарной силы тяготения всей содержащейся в ней материи. На протяжении многих десятков лет астрономы пытались понять, достаточно ли во Вселенной гравитирующей материи – светящейся и темной, – чтобы не просто затормозить расширение, а остановить его и повернуть вспять. Результатом такого развития событий будет так называемое Большое сжатие. Ну и сколько же у нас материи? Как мы узнали в предыдущих главах, «взвесить» Вселенную, чтобы выяснить это, – весьма нелегкая задача. Поэтому две группы ученых, возглавляемые Перлмуттером и Гарнавичем, независимо друг от друга подошли к решению вопроса о количестве материи и, следовательно, о будущем нашей Вселенной, с другой стороны – они решили изучить историю расширения, наблюдая взрывы далеких сверхновых.

Сверхновые дали четкий и недвусмысленный ответ: никакое торможение не остановит расширение Вселенной. Похоже, что Вселенной суждено существовать вечно. Как сказал Перлмуттер на пресс-конференции во время съезда ААО, «у нас впервые есть [нужные] данные, чтобы с вопросом о космологии Вселенной обращаться не к философам, а к экспериментаторам». Во всяком случае, я так прочел у других корреспондентов. На следующий день New York Times вышла с заголовком «Новые данные свидетельствуют о том, что расширение Вселенной никогда не прекратится» на первой полосе.

Но это еще не все. Из данных наблюдений сверхновых следовало не только то, что расширению Вселенной не будет конца, но и то, что оно не будет замедляться. Оказалось, что расширение ускоряется. Этот результат не был объявлен на пресс-конференции. Открытие оказалось настолько поразительным, необычным и с настолько далеко идущими последствиями, что потребовалось еще шесть с половиной недель, прежде чем одна из конкурирующих групп сочла такой вывод достаточно обоснованным и решилась публично объявить о нем.

Мы живем в ускоряющейся, разлетающейся Вселенной. Некая загадочная сила, которую астрономы за неимением лучшего названия окрестили темной энергией, «распихивает» пустое пространство. Как будто не хватало таинственной темной материи – у нас тут, говоря словами кэрролловской Алисы, «все страньше и страньше». В декабре 1998 года журнал Science провозгласил открытие ускоренного расширения Вселенной главным научным прорывом года, а в 2011-м трое ученых, сыгравших ведущую роль в этом революционном открытии, включая Перлмуттера, были удостоены Нобелевской премии по физике. И хотя астрономы и физики все еще не знают истинной природы темной энергии, разлетающаяся Вселенная – это уже навсегда.

Давайте вспомним: первые свидетельства того, что Вселенная расширяется и что у нее было начало, были обнаружены в 20-х годах прошлого века. Как уже говорилось в главе 3, Весто Слайфер первым обратил внимание на то, что спектры большей части «спиральных туманностей» имеют красные смещения, а это свидетельствует о том, что эти галактики удаляются от нас с неожиданно большими скоростями. Позже Жорж Леметр и Эдвин Хаббл заметили, что более далекие галактики удаляются с бо́льшими скоростями – как и следовало ожидать, если расширяется целиком вся Вселенная – в соответствии с одним из возможных решений уравнений общей теории относительности Альберта Эйнштейна. Вскоре астрономы пришли к теории Большого взрыва для объяснения происхождения и эволюции Вселенной.

Расширение Вселенной лучше всего характеризуется относительной скоростью этого процесса. Это как с привычной денежной инфляцией. Уровень инфляции не измеряется просто в долларах – это работает только в случае конкретной суммы денег. Вместо этого он измеряется в процентах. Это верно и для расширения Вселенной: его скорость нельзя выразить, например, в километрах в секунду или милях в час – разве что речь идет о скорости удаления в данный момент для объекта, расположенного на определенном расстоянии. Гораздо лучше выражать скорость расширения Вселенной в процентах за единицу времени.

Оказывается, космические расстояния увеличиваются не так уж и быстро. Действительно, они возрастают на какие-то 0,01 % за 1,4 миллиона лет. Другими словами, если расстояние до далекой галактики составляет 100 миллионов световых лет, то примерно каждые 140 лет оно увеличивается на один световой год. Скорость удаления на один световой год за 140 лет – это около 2150 км/с (7,7 миллиона км/ч). Но эта скорость удаления относится только к рассматриваемой галактике и к другим объектам, расположенным на таком же расстоянии в 100 миллионов световых лет. Галактика на расстоянии 200 миллионов световых лет будет удаляться в два раза быстрее, то есть со скоростью около 4300 км/с. Скорость удаления увеличивается на 21,5 км/с на каждый дополнительный миллион световых лет.

Этот коэффициент пропорциональности – 21,5 км/с на миллион световых лет – представляет собой один из возможных способов характеристики расширения Вселенной. Но астрономы обычно выражают расстояния не в световых годах, а в парсеках – одни парсек равен 3,26 светового года. Так что астроном скажет, что Вселенная расширяется со скоростью 70 км/с на миллион парсек (70 км/с/Мпк) – это так называемая постоянная Хаббла. Зная постоянную Хаббла, легко перевести скорости удаления, определяемые по красным смещениям галактик, в расстояния.

Но есть одна проблема – скорость расширения Вселенной на самом деле не постоянна, как не постоянна и постоянная Хаббла. (По этой причине многие астрономы предпочитают называть ее параметром Хаббла.) Расширение Вселенной замедляется под действием суммарного тяготения барионной и небарионной материи. Это непосредственно следует из общей теории относительности, которая утверждает, что поведение пространства-времени определяется содержащимися в нем материей и энергией. Поэтому естественно ожидать, что скорость расширения Вселенной должна со временем уменьшаться.

Теперь становится понятно, каким образом судьба Вселенной определяется ее средней плотностью. При высокой плотности гравитация в какой-то момент останавливает расширение, после чего Вселенная начинает сжиматься и все заканчивается Большим сжатием. Такая модель называется замкнутой или искривленной Вселенной – ее четырехмерная кривизна подобна трехмерной кривизне обычной сферы.

В случае низкой плотности расширение постепенно замедляется, но так никогда и не прекращается. В далеком будущем материя станет столь разреженной, что гравитация перестанет оказывать сколь-нибудь заметное замедляющее действие и Вселенная продолжит неограниченно расширяться с постоянной скоростью. Это так называемая открытая Вселенная, или Вселенная с отрицательной кривизной, в которой форма пространства-времени напоминает бесконечный картофельный чипс – оно искривлено во всех направлениях, но при этом не замкнуто.

Между этими двумя вариантами мы имеем «равновесный» случай плоской Вселенной – космологи называют это моделью мира с нулевой кривизной. В плоской Вселенной плотности хватает лишь на то, чтобы вечно тормозить расширение, но не на его прекращение и переход к сжатию. Это так называемая критическая плотность – термин, который нам уже встречался в главе 11. В настоящее время критическая плотность составляет около 10–29 граммов на кубический сантиметр.

После появления теории Большого взрыва казалось, что для понимания судьбы Вселенной достаточно знать лишь два числа – параметр Хаббла, который характеризует текущую скорость расширения, и параметр замедления, характеризующий скорость замедления расширения Вселенной. Как писал Аллан Сэндидж из Паломарской обсерватории в своей знаменитой статье «Космология – поиск двух чисел», опубликованной в 1970 году в журнале Physics Today, «если проводимые сейчас исследования увенчаются успехом, то мы получим более точные значения [параметра Хаббла и параметра замедления] и сможет сбыться 30-летняя мечта о выборе между моделями мирами на основе одних лишь кинематических [данных]»1.

В то время Сэндидж, возможно, и не ожидал, что для того, чтобы сбылась его космологическая мечта, потребуется еще три десятилетия. Это произошло в мае 2001 года, когда были опубликованы результаты реализованной с помощью космического телескопа «Хаббл» программы по точному определению параметра Хаббла. Но, как мы увидим в главе 22, астрономы и космологи до сих пор не пришли к единому мнению о его величине^2. Что же касается параметра замедления, то о нем говорилось на пресс-конференции на съезде Американского астрономического общества в январе 1998 года, которую я пропустил. Через 38 лет после статьи Сэндиджа о «двух числах» стало ясно, что расширение Вселенной никогда не прекратится.

Это, конечно, не означает, что в прошедшие годы у ученых не было разных мнений и предпочтений. Как уже говорилось в главе 11, плоская Вселенная с плотностью, равной критической, представлялась многим астрономам «эстетически привлекательной», и не без оснований. Данные наблюдений далеких областей Вселенной свидетельствовали о том, что общая кривизна Вселенной – независимо от ее знака – должна быть сравнительно мала, так как в противном случае она бы проявилась в результатах подсчета галактик. В случае плоской евклидовой геометрии количество галактик в заданной области неба растет пропорционально квадрату расстояния. Из-за этого далеких и тусклых галактик гораздо больше, чем более близких и ярких. В сильно искривленной Вселенной должны наблюдаться измеримые отклонения от этого закона обратных квадратов.

Так что если кривизна и отлична от нуля, то наша Вселенная либо едва замкнута, либо едва открыта, так как в противном случае эту кривизну давно бы заметили. А это по меньшей мере странно. Поскольку теория Большого взрыва не накладывает никаких ограничений на кривизну и тип геометрии нашего мира, то непонятно, почему Вселенная должна быть чрезвычайно близкой к плоскому виду, но при этом не совсем в точности плоской. Представляется более правдоподобным, что по какой-то причине кривизна Вселенной должна быть в точности равной нулю.

Благодаря пионерской работе физика-теоретика Алана Гута космологи считают, что дело тут в инфляции. Согласно инфляционной гипотезе Гута, разработанной в конце 1979 года, опубликованной в 1981-м и впоследствии развитой и улучшенной российско-американским физиком Андреем Линде, новорожденная Вселенная в первые 10–35 секунд своего существования прошла через стадию быстрого экспоненциального расширения, за время которой ее размер удвоился примерно 100 раз подряд^3. Результатом столь невероятного расширения стала современная не отличимая от нулевой кривизна Вселенной независимо от того, насколько ее геометрия могла быть искривлена изначально. Дело в том, что кривизна экспоненциально расширяющейся Вселенной быстро уменьшается с увеличением размера – совсем как кривизна земной поверхности намного менее заметна, чем кривизна бильярдного шара.

Про инфляцию можно написать целую книгу, как это сделали Гут и ряд других авторов. Но хотя эта гипотеза решает многие наболевшие проблемы космологии, она все еще остается довольно спорной, а ее технические аспекты не имеют особого отношения к вопросу темной материи, и поэтому я здесь не собираюсь особенно углубляться в детали^4. Достаточно сказать, что инфляционная теория дала космологам достаточные основания полагать, что наша Вселенная идеально плоская, что означает одну важную вещь – она должна иметь критическую плотность. А поскольку теория нуклеосинтеза Большого взрыва говорит нам, что средняя плотность барионной материи может составлять лишь 5 % критической плотности, то из теории инфляции следует наличие во Вселенной огромного количества небарионной материи.

Физик Сол Перлмуттер из Национальной лаборатории имени Лоуренса в Беркли просто решил узнать это количество. Не путем поисков темной материи, как это делали другие, а путем измерения замедления расширения Вселенной. Чем сильнее это замедление, тем больше материи – видимой и темной – должно содержаться во Вселенной. (Разумеется, пустая Вселенная совсем не должна замедляться.) Для определения темпа замедления Перлмуттер занялся поиском сверхновых в далеких галактиках в ходе выполнения программы, инициированной его коллегой из Беркли Карлом Пеннипакером. Сравнивая видимый блеск сверхновых с их красными смещениями, можно оценить скорость замедления расширения Вселенной – этот метод был предложен Сэндиджем и Густавом Тамманом в 1979 году.

Вот как он работает. Красное смещение характеризует то, в какой степени свет сверхновой «вытянулся» на своем пути через расширяющееся пространство, который мог занять сотни миллионов или даже миллиарды лет. По точно измеренному красному смещению ученые могли, в частности, установить, что конкретная сверхновая взорвалась в то время, когда расстояния во Вселенной были на 30 % меньше, чем сейчас. Если Вселенная все время расширялась с постоянной скоростью, то есть если параметр Хаббла действительно был постоянным, то отсюда сразу получается соответствующее время, затраченное светом на путь к нам (напомним, что расстояния увеличиваются на 0,01 % за 1,4 миллиона лет).

Но в случае замедляющейся Вселенной скорость расширения в далеком прошлом должна была быть больше современной. Это значит, что на то, чтобы вырасти до современного размера, Вселенной потребовалось меньше времени, чем в случае «инерциального» расширения с постоянной скоростью. Другими словами, время прохождения света от сверхновой в этом случае меньше, потому что соответствует меньшему расстоянию, и, значит, вспышка должна выглядеть ярче, чем можно было бы наивно полагать исходя из ее красного смещения. И для действительно далеких сверхновых наблюдалось бы отклонение от строго линейной зависимости между красным смещением и наблюдаемым блеском, и чем больше наблюдаемый избыток блеска, тем сильнее должно быть замедление расширения, свидетельствуя о повышенной плотности Вселенной.

Этот способ работает, только если все рассматриваемые сверхновые имеют одинаковую светимость. Поэтому Перлмуттер и Пеннитакер с коллегами сосредоточились на легко узнаваемых сверхновых – так называемых сверхновых типа Ia. Эти сверхновые возникают при взрыве белых карликов вследствие перетекания на них вещества близкого спутника. Когда масса белого карлика окажется на 40 % больше солнечной, давление и температура в его ядре становятся достаточно высокими, чтобы обеспечить горение углерода, и звезда заканчивает свою жизнь катастрофическим термо-ядерным взрывом. Это плохо для звезды, но хорошо для космологов: поскольку все взрывающиеся белые карлики имеют примерно одинаковую массу (1,4 массы Солнца), все сверхновые типа Ia должны иметь примерно одинаковую светимость. Это дает возможность посмотреть, насколько ярче они выглядят, чем можно ожидать исходя из их красных смещений.

Некоторые из самых далеких вспышек сверхновых были открыты с помощью космического телескопа «Хаббл» путем сравнения снимков одного и того же участка неба в разное время.

В ходе возглавляемого Пермлуттером «Проекта космологии сверхновых» (Supernova Cosmology Project) были выполнены наблюдения сначала одной, затем десятка и в конечном счете более 40 далеких сверхновых типа Ia. Это нелегкая задача, учитывая, насколько редко происходят вспышки таких звезд. Заранее не известно, где и когда появится очередная сверхновая. Но если наблюдать десятки тысяч далеких галактик, то есть шанс поймать одну или две звезды в момент их взрыва. Астрономы снимают исследуемые галактики, а потом, спустя пару недель, делают повторные снимки. Потом специальная компьютерная программа выявляет мельчайшие светящиеся пятнышки, которые появились на втором снимке и отсутствовали на первом – характерный признак вспышки сверхновой. Обнаруженные таким образом сверхновые затем наблюдают с помощью других телескопов для более подробного изучения и определения их красных смещений – эту методику первыми применили датские астрономы в Европейской южной обсерватории в Чили.

В первой половине 1990-х годов стало ясно, что «Проект космологии сверхновых» начал приносить интересные результаты. На него обратили внимание другие ученые. В 1994 году астроном Брайан Шмидт из Гарвардского университета (в 1995-м он перебрался в Австралию) и Ник Сунцефф из Межамериканской обсерватории Серро-Тололо в Чили приступили к выполнению собственной программы в надежде опередить физиков из Беркли и успеть раньше них определить параметр замедления. Вскоре возглавляемая Шмидтом и Сунцеффом «Группа поиска сверхновых с большим красным смещением» (High-z Supernova Search Team) тоже занялась поиском далеких сверхновых, используя подход, аналогичный применяемому группой из Беркли. На протяжении пяти лет две группы конкурировали друг с другом за драгоценное наблюдательное время на 3,6-метровом телескопе «Бланко» обсерватории Серро-Тололо и на космическом телескопе «Хаббл». Перлмуттер по образованию физик, а Шмидт с коллегами, среди которых был и научный руководитель его диссертации Роберт Киршнер, – астрофизики и специалисты по сверхновым. В гонку за далекими сверхновыми они вступили довольно поздно, но имели больший опыт проведения астрономических наблюдений и лучше разбирались в сложных особенностях сверхновых типа Ia благодаря опыту наблюдения более близких таких звезд. В частности, стало ясно, что выделяемая при вспышке энергия может быть разной у разных сверхновых типа Ia. А если вы не знаете истинной светимости сверхновой, то может оказаться трудно – если вообще возможно – делать какие бы то ни было выводы о расстоянии до этих объектов на основании их видимого блеска.

Бо́льшую часть этих проблем в конце концов удалось решить, главным образом благодаря работам Марка Филипса из обсерватории Серро-Тололо и Адама Рисса – еще одного аспиранта Киршнера. Филипс обнаружил, что после достижения максимума блеска сверхновые с более высокой светимостью отличаются более медленным падением блеска по сравнению с их менее энергичными звездами этого типа, так что откалибровать светимость вспышек оказалось несложно. А предложенный Риссом «метод, основанный на форме многоцветных кривых блеска» позволил еще больше повысить точность калибровки: на основе тщательных наблюдений изменений блеска сверхновой в разных фильтрах можно было даже учесть эффекты, связанные с поглощением света пылью.

К январю 1998 года у обеих конкурирующих групп уже были результаты, которые они представили на съезде Американского астрономического общества. Они пока что нашли и исследовали мало далеких сверхновых, и погрешности результатов были довольно большими. Но представленные Перлмуттером и представителем конкурирующей группы Питером Гарнавичем графики не оставляли никаких сомнений. Блеск далеких сверхновых не был сколь-нибудь заметно ярче ожидаемого на основании их красных смещений. А это означало отсутствие существенного замедления. Как минимум, его было недостаточно для прекращения расширения Вселенной.

Уже интересно. Но при более тщательном рассмотрении на графиках можно увидеть нечто еще более захватывающее, на что Перлмуттер и Гарнавич не обратили особого внимания в своих докладах. Если знать, что искать, то можно увидеть, что самые далекие сверхновые выглядят менее яркими, чем это следует из их красных смещений. Если это так, то, чтобы достичь нас, свету от далекой сверхновой потребовалось не меньше, а больше времени, чем это было бы в «инерционной» Вселенной с постоянной скоростью расширения. Другими словами, в прошлом скорость расширения была не больше, а меньше современной.

Обе группы на основе результатов, полученных с помощью разных алгоритмов и данных наблюдений, выполненных на разных инструментах, пришли к одному и тому же неизбежному выводу: мы живем во Вселенной, которая ускоренно расширяется. Есть нечто, что ускоряет расширение пространства – результат настолько странный, что ученые не могли поверить собственным глазам, не говоря уже о том, чтобы представить свое открытие на съезде Американского астрономического общества. Неужели наша Вселенная настолько фантастична?

И только 22 февраля на конференции в Калифорнийском университете в Лос-Анжелесе астрофизик Алекс Филиппенко набрался смелости, чтобы от имени группы High-z объявить об открытии ускоренного расширения Вселенной в то время, пока группа «Проекта космологии сверхновых» продолжала говорить о «наводящих на размышления результатах» и «возможных свидетельствах». Спустя три недели группа High-z отправила в редакцию журнала The Astronomical Journal 32-страничную статью, которая вышла в сентябрьском номере^5. Итоги «Проекта космологии сверхновых» были подведены летом 1998 года и опубликованы в The Astrophysical Journal 1 июня 1999-го^6.

И, конечно же, возникли вопросы о приоритете и признании. Был обмен откровенными сообщениями по электронной почте. В разговоре с корреспондентом New York Times Киршнер высказался по поводу это спора следующим образом: «Ну и какая же самая главная сила во Вселенной? – и сам же ответил на этот вопрос. – Это не гравитация, а зависть»7. Но по меркам космоса обе группы ученых получили свои революционные результаты одновременно. Более того, то, что две независимые группы пришли к одному и тому же выводу, позволило убедить сомневающихся и скептиков. И вскоре представление о разлетающейся Вселенной было принято астрономами и физиками, стало частью программы обучения в университетах, и о нем начали писать в научно-популярных журналах.

К тому времени, когда Перлмуттер, Шмидт и Рисс получили на троих Нобелевскую премию 2011 года, взаимная неприязнь по большей части была уже забыта. У космологов теперь были другие заботы. Потому что темная энергия – такое жутковатое название получило таинственное «нечто», ускоряющее расширение Вселенной, – не менее таинственна, чем темная материя. Мы знаем, что она есть, но не знаем, что она собой представляет. Она решает ряд проблем, но от этого не становится более понятной.

Некоторые чересчур самоуверенные астрономы любят хвастаться, говоря, что мы живем в эпоху точной космологии. Но на самом деле мы смогли понять лишь очень малую часть реального мира, а 95 % Вселенной остается покрыто мраком тайны.

16. Журавль в небе

О, старые добрые времена.

Лет 200 назад Вселенная была маленькой, простой и понятной. Одно Солнце, семь планет, 16 спутников планет, считаные астероиды и кометы, может быть, сотня миллионов звезд и пара десятков туманностей. Вот и все.

Сейчас, через каких-то восемь поколений, астрономам известны сотни тысяч астероидов в нашей Солнечной системе. Мы знаем, что Солнце – всего лишь одна из нескольких сотен миллиардов звезд нашей галактики Млечный Путь, которую кроме него населяют странные объекты вроде коричневых карликов, пульсаров и рентгеновских двойных. Большинство звезд окружены планетами, и во Вселенной больше пригодных для жизни планет, чем людей на Земле. К тому же наша Галактика – всего лишь одна из сотен миллиардов других, разбросанных на просторах расширяющегося космоса, который простирается далеко за пределы видимости наших телескопов. Звезд во Вселенной больше, чем песчинок во всех наших пустынях. Это ошеломляющая картина.

И при этом все это множество галактик, шаровых скоплений, пылевых облаков, светящихся туманностей, красных гигантов, белых карликов, планет, остатков сверхновых, нейтронных звезд и космических обломков – вся наша материальная Вселенная – лишь вершина айсберга. Согласно современным представлениям, мы видим и осязаем каких-то 5 % всего сущего, а Вселенная по большей части состоит из таинственной темной материи и еще более загадочной темной энергии. Решение этой загадки – это своего рода голубая мечта космологов.

Пять процентов – всего 1/20. Если представить себе Вселенную в виде этой книги, то описание привычной барионной материи заняло бы всего лишь первые 15 страниц, а все остальные были бы заполнены вопросительными знаками. Разумеется, мы еще не нашли всего, что есть во Вселенной, но 95 % – это очень много, особенно учитывая, что мы понятия не имеем, что это такое.

И все же идея темной энергии оказалась для большинства астрономов и физиков не такой неожиданной, как может показаться. Для обычных людей это было как гром среди ясного неба – и выглядело как искусственное решение наблюдательной проблемы. Но ученым – таким как Сол Перлмуттер, Брайан Шмидт и Адам Рисс – это понятие было известно уже давно. Еще в 1917 году Альберту Эйнштейну пришла в голову мысль о «космологической постоянной» – таинственной отталкивающей энергии в пустом пространстве, которая могла бы уравновесить гравитацию. Просто потребовалось 80 лет, прежде чем появились наблюдательные свидетельства правильности гипотезы Эйнштейна. На протяжении многих десятилетий астрономам удавалось обходиться без космологической постоянной, но, когда они столкнулись с данными о сверхновых, им пришлось уступить.

У Эйнштейна были веские причины для введения этого «поправочного коэффициента». Согласно уравнениям поля общей теории относительности, пространство-время должно либо расширяться, либо сжиматься. Но когда Эйнштейн создавал свою теорию в 1915 году, он был уверен, что Вселенная в целом статична и неизменна. Поэтому он добавил в написанные им уравнения дополнительную постоянную (обозначив ее греческой буквой лямбда – Λ), чтобы могло получиться желаемое им стационарное состояние. При наличии этой постоянной уравнения описывали вселенную, которая не должна была схлопнуться под действием собственного тяготения.

Но когда Леметр и Хаббл открыли, что Вселенная расширяется, идея неменяющегося мира была снята с повестки дня. Астрономы поняли, что Вселенная на самом деле эволюционирует в полном соответствии с общей теорией относительности. А значит лямбда-член больше был не нужен. Эйнштейн как-то сказал Георгию Гамову, что введение космологической постоянной было самой большой ошибкой в его научной биографии^1.

Но лямбда-член на самом деле никогда никуда не уходил. Как минимум специалисты по физике элементарных частиц предсказывают существование у вакуума энергии, которая напоминает лябмда-член и связана с постоянным возникновением и аннигиляцией в пустом пространстве виртуальных пар «частица – античастица». Хотя, согласно расчетам, эта энергия вакуума должна быть невероятно велика – что противоречит данным наблюдений, – сама по себе идея не представляется слишком умозрительной, как минимум с точки зрения физиков.

К тому же вариант Вселенной с малой, но отличной от нуля космологической постоянной устраивал астрофизиков. В 60-х и 70-х годах прошлого века были обнаружены звезды, которые, как тогда казалось, были старше Вселенной, что, конечно же, невозможно. Космологическая постоянная могла устранить это противоречие за счет увеличения возраста Вселенной. При ненулевой космологической постоянной вызванное гравитацией замедление проявляется в меньшей степени, и, значит, Вселенной потребовалось больше времени, чтобы затормозиться до современной скорости расширения. И поэтому она оказывается старше, чем Вселенная с нулевым лямбда-членом, и в ней могут существовать более старые звезды.

Ну и что не менее важно, ненулевая космологическая постоянная снимает остроту проблемы критической плотности. Как мы убедились в предыдущей главе, согласно инфляционной гипотезе, предложенной Аланом Гутом в 1979 году, геометрия Вселенной плоская с нулевой кривизной, а плотность равна критической – 10–29 граммов на кубический сантиметр. Если наблюдаемая плотность вещества во Вселенной окажется ниже, то на помощь придет энергия вакуума, компенсируя недостающую плотность материи. Вспомните, что согласно самому знаменитому уравнению Эйнштейна E = mc^2, а материя и энергия – это, по сути, две стороны одной медали, – и то и другое влияет на общие свойства пространства-времени. Так что космологическая постоянная может обеспечить правильный баланс плотности даже при отсутствии достаточного количества собственно материи.

Поэтому астрономы при анализе наблюдений, а космологи при обсуждении разных теорий эволюции Вселенной всегда высказывались осторожно по поводу космологической постоянной. Они обычно предваряли свои выводы фразами вроде «во Вселенной, состоящей только из вещества» или попросту «полагая Λ = 0». Ученые предпочитали не отвергать с порога космологическую постоянную и поэтому продолжали упоминать ее, даже когда обходились без нее. Но большинство из них были не в восторге от этой идеи – она представлялась им слишком сложной и надуманной.

Но были и те, кто предпочитал в этом вопросе не сковывать себя рамками тех или иных гипотез. Так, например, в 1995 году Джерри Острайкер и его коллега-теоретик Пол Стайнхардт из Пенсильванского университета опубликовали в журнале Nature провокационную и провидческую статью под названием «Наблюдательные свидетельства в пользу Вселенной с малой плотностью и ненулевой космологической постоянной»2. Они проанализировали имеющие данные и пришли к выводу, что «наиболее правдоподобной представляется [модель] Вселенной с критической плотностью и большой космологической постоянной». Напомню, что это было более чем за два года до опубликования данных о далеких сверхновых. «Мы готовы выслушать соображения о наличии у плоской модели Вселенной со значимой космологической постоянной… существенных наблюдательных проблем». Если же таковых не найдется, то, значит, мы уже нашли модели, которые в целом адекватно описывают основные крупномасштабные свойства Вселенной».

Так что по мере накопления все более убедительных свидетельств в пользу ускоряющейся Вселенной в ходе реализации перлмуттеровского «Проекта космологии сверхновых» и шмидтовского проекта High-z Supernova Search Team обе конкурирующие группы стали приходить к выводу, который нельзя было считать совсем уж новым. Но тем не менее он их удивил. Или, как говорилось в журнале Science, «взволновал» (Роберт Киршнер), «поразил» (Рисс), вызвал ощущение, «среднее между потрясением и ужасом» (Шмидт)3. Лямбда – это странное и необъяснимое отталкивающее свойство пустого пространства – оказалась совершенно реальной.

И все же многие не в восторге от мысли об ускоряющейся Вселенной. Сначала была темная материя, которую, выражаясь словами Джима Пиблса, искусственно ввели для решения загадки кривых вращения галактик и других динамических проблем. А тут космологи с еще одним ингредиентом – темной энергией – вводят его, чтобы решить проблему со сверхновыми, которые выглядят тусклее, чем ожидалось. Как сказали бы некоторые, чтобы сделать вид, будто все нормально. И вообще, все это напоминает эпициклы. В главе 12 мы говорили про Мордехая Милгрома, чья теория представляет собой попытку объяснить плоские кривые вращения галактик без привлечения темной материи. Но в случае темной энергии критики не предлагают никакого альтернативного объяснения ускоренному расширению Вселенной. Они просто говорят, что никакого ускорения нет и что охотники за сверхновыми пали жертвой систематических ошибок в наблюдениях или их интерпретации.

Например, Субир Саркар из Оксфордского университета обратил внимание на то, что большая часть исследованных Перлмуттером, Шмидтом и их коллегами сверхновых расположены в одном полушарии неба^4. Согласно Саркару, если наша Галактика движется в этом направлении, то это должно сказаться на красных смещениях сверхновых и привести к ошибочным выводам. Другое возражение было сформулировано корейско-французской группой астрономов под руководством Кхан Ичжун и Ё Ун Укли из университета Ёнсе в Сеуле^5. Они утверждают, что нашли свидетельства зависимости светимости сверхновых типа Ia от возраста и химического состава галактики, в которой они расположены. Кто знает, а вдруг вспышки сверхновых типа Ia в прошлом действительно имели более низкую светимость, чем в наше время, – ведь сейчас мы видим свет, излученный миллионы лет назад. Согласно Укли, «темная энергия может быть артефактом, следствием необоснованных и неверных предположений». А некоторые исследователи считают, что все дело в ненадлежащем учете вызванного пылью поглощения света – даже при использовании метода Рисса, основанного на данных многоцветных кривых блеска.

В сентябре 2018 года в интервью исследовательско-инновационному онлайн-журналу Европейского союза Horizon Саркар упомянул «ловушку» эпициклов^6. «Проблема в том, что люди считают нашу стандартную космологическую модель простой и описывающей данные [наблюдений], – говорит он. – Древние греки были такого же мнения об аристотелевской модели Вселенной, согласно которой Солнце и планеты обращаются вокруг Земли. Но следует быть готовыми и к другим вариантам. Будем надеяться, что для [появления новой] модели взамен стандартной не потребуется 2000 лет, как в случае аристотелевской картины мира».

Разумеется, приверженцы темной энергии тщательно рассмотрели все до единого критические возражения и большую их часть убедительно отвергли. Так устроена наука. Общее количество сверхновых, на основании наблюдений которых были сделаны революционные выводы, превысило 700, и статистическая значимость результата продолжает возрастать. К тому же Рисс с коллегами с помощью космического телескопа «Хаббл» смогли обнаружить очень далекие сверхновые типа Ia, красные смещения и светимости которых подтверждают вывод о темной энергии. Эти сверхновые вспыхнули миллиарды лет назад. В ту эпоху гравитационное замедление было сильнее, потому что плотность материи была выше, а ускоряющее действие темной энергии – слабее просто из-за меньшего объема пространства. Расчеты показывают, что первые семь-восемь миллиардов лет после Большого взрыва темная материя [20] не играла главной роли в эволюции Вселенной, а расширение еще не начало ускоряться. И это предсказание подтверждается последними данными об истории расширения Вселенной, полученными на основе наблюдений сверхновых, включающих в том числе и наблюдения далеких сверхновых на космическом телескопе «Хаббл».

Несмотря на все имеющиеся данные, некоторые ученые все еще сохраняют здоровый скептицизм. Так, например, Саркар не считает представленные доказательства убедительными. Он заявил в интервью журналу Horizon: «Я считаю, что многие космологические результаты, подтверждающие общепринятую точку зрения, были получены только потому, что их авторы заранее знали, “под каким фонарем искать”. Другими словами, они могли быть следствием предвзятости восприятия». А в пресс-релизе января 2020 года приводятся слова Ли: «Я не уверен, что мы располагаем экстраординарными доказательствами существования темной энергии»7, – намекает он на знаменитую «мантру» Карла Сагана о том, что необычайные утверждения требуют экстраординарных доказательств.

В любом случае, хотя еще много лет будут выдвигаться аргументы как за, так и против темной энергии, подавляющее большинство астрофизиков и космологов не сомневаются в полученных на основе данных о сверхновых результатах. Да, расширение Вселенной действительно начало ускоряться несколько миллиардов лет назад. И значит, в пустом пространстве действительно есть эта странная сущность – темная энергия, которая в конечном счете определяет судьбу Вселенной. Но, как еще много десятилетий назад сказал датский физик Нильс Бор, трудно что-то предсказать, особенно на будущее. Пока истинная природа темной энергии остается неизвестной, невозможно сказать ничего определенного по поводу ее будущего поведения.

Одна из причин, по которой ученые используют термин «темная энергия», а не «космологическая постоянная», состоит в том, что они не до конца уверены, что ускорение расширения Вселенной связано именно с эйнштейновским поправочным коэффициентом. (Сам термин «темная энергия» был предложен космологом Майклом Тернером из Чикагского университета.) Космологическая постоянная всегда имеет одно и то же значение в любой точке пространства и в любой момент времени. Это фундаментальное свойство пустого пространства. А вот темная энергия не обязана быть настолько статичной; физики могут считать (и действительно считают) ее своего рода всепроникающим полем, в чем-то подобном электрическому или гравитационному полю. Это поле, которое пока временно называют квинтэссенцией, может меняться в пространстве и во времени.

Если темная энергия действительно представляет собой космологическую постоянную, то Вселенная будет расширяться вечно навстречу холодному, темному и пустому будущему. Но если она больше напоминает квинтэссенцию, то возможны самые разные прогнозы. В том числе не исключено, что процесс повернет вспять и ускоренное расширение сменится ускоренным сжатием.

А что, если темная энергия со временем становится все сильнее (некоторые физики предпочитают называть такой вариант фантомной энергией)? В этом случае всеобщее отталкивание приведет к распаду всего – сначала галактик, затем звезд и планет, затем молекул и атомов и в конце концов – элементарных частиц и самого пространства-времени. Согласно оценке американских астрофизиков Роберта Колдуэлла, Марка Камионковского и Невина Вайнберга, опубликованной ими в 2003 году в журнале Physical Review Letters^8, этот «Большой разрыв» произойдет через каких-то 20 миллиардов лет: «Космическим футурологам придется сменить привычный лозунг – “Как мир погибнет? От огня // Иль ото льда погибель ждет?” [21] Потому что миру уготована иная судьба».

В 1970 году Алан Сэндидж охарактеризовал космологию как определение двух чисел. Сейчас ее можно, скорее, назвать наукой о двух загадках (и, кстати, о гораздо большем количестве чисел). В определении состава и эволюции Вселенной определяющую роль играют как темная материя, так и темная энергия. Астрономы измеряют их проявления и включают их в создаваемые ими теории. Но броские названия и изящные уравнения не приближают нас к пониманию мира, что, увы, печально, учитывая, что речь идет примерно о 95 % всей массы-энергии во Вселенной.

Попытки убить одним выстрелом двух зайцев пока что не увенчались успехом. Было бы замечательно, если бы одно революционное прозрение позволило решить сразу обе проблемы, но пока что никому это не удалось. Природа не всегда бывает благосклонна – давайте снова вспомним Пиблса. А может быть, мы просто недостаточно изобретательны. Может быть, у нас кишка тонка. Пока.

Ну и потом, открытие темной энергии непосредственно сказалось на нашем представлении о темной материи. Если Вселенная плоская – сначала это было просто более или менее эстетическим соображением, но теперь это подтвержденное данными наблюдений следствие инфляции, – то ее плотность должна быть равна критической, то есть 10–29 граммов на кубический сантиметр. Поскольку порождаемые в ходе нуклео-синтеза Большого взрыва барионы могут обеспечить лишь небольшую долю критической плотности, космологам приходится предполагать наличие невероятно большого количества небарионной темной материи – намного большего, чем следует из результатов исследования динамики галактик и скоплений галактик.

Но когда на сцену вышла темная энергия, охотники за темной материей смогли вздохнуть с облегчением. Темной материи больше не приходится в одиночку обеспечивать плоскую геометрию Вселенной. На обновленной круговой диаграмме состава Вселенной большую часть занимает темная энергия, на которую приходится основная тяжесть обеспечения плоской геометрии пространства-времени. Независимо от истинной природы этой загадочной отталкивающей сущности пустого пространства на нее приходится 68,5 %всей массы-энергии нашего мира. На гравитирующую материю приходятся остальные 31,5 %.

Это, конечно, не отменяет необходимости в большом количестве темной материи. Что касается материальной части Вселенной, то она тоже состоит по большей части из загадочной субстанции. Целых 84,4 % гравитирующей массы (26,6 % всей массы-энергии) – это темная и совершенно незнакомая нам материя. На известные нам частицы, из которых состоят звезды, планеты и люди, приходится менее одной шестой (жалкие 15,6 %) всей материи. Это всего лишь 4,9 % «вселенского пирога».

Согласно общепринятой космологической ΛCDM-модели, Вселенная состоит в первую очередь из таинственной темной энергии и темной материи. На «нормальную» барионную материю приходится лишь 4,9 % всей массы-энергии

В последние 20 лет круговая диаграмма состава Вселенной – 68,5 % темной энергии, 26,6 % темной материи и 4,9 % привычной материи – стала символом нашего космического невежества. На протяжении этих лет оценки точного соотношения составных частей слегка менялись и, по-видимому, будут меняться и в ближайшем будущем, но общий вывод остается четким и недвусмысленным: наша Вселенная – это, выражаясь словами Уинстона Черчилля, «загадка, окутанная тайной, покрытой мраком».

А еще эта простенькая секторная диаграмма наглядно показывает нам нашу космическую ничтожность. В XVI веке благодаря Николаю Копернику мы узнали, что Земля – не центр Вселенной. Чуть более 150 лет назад Чарльз Дарвин заставил нас признать, что человек – не венец творения. Теперь по нашему чувству собственной значимости нанесен третий, барионный удар. Мы не просто случайно появившиеся существа, затерявшиеся на бескрайних просторах космоса, но даже само вещество, из которого мы состоим, – всего лишь третьестепенный компонент космоса. Смирись, гордый человек.

Homo sapiens – это недавний росток на дереве эволюции, который появился по космическим масштабам мгновение назад на ничем не примечательной пылинке, которая обращается вокруг заурядной звезды где-то на задворках самой обычной галактики. И не слишком ли много мы возомнили о себе, полагая, что когда-нибудь сумеем решить загадки Вселенной? Возможно, и так. Но это не повод отказаться от таких попыток. За прошедшие века и десятилетия мы уже проделали большой путь, и есть все основания надеяться, что в своем стремлении к небесам мы найдем еще больше ответов.

Старые добрые времена, возможно, и не вернутся, но новые, скорее всего, окажутся еще лучше.

17. Характерные признаки

Старт точной космологии был дан в джунглях Французской Гвианы утром 14 мая 2009 года в 10:12 по местному времени. На космодроме Куру в присутствии десятков астрономов, технических специалистов, официальных лиц и журналистов мощная ракета «Ариан‑5 ECA» оторвалась от земли и поднялась над верхушками деревьев на столбе огня и дыма, заглушив своим ревом пение птиц и непрекращающееся жужжание насекомых во влажном тропическом лесу. Под носовым обтекателем ракеты рядом с отправленным тем же рейсом в космос инфракрасным телескопом «Гершель» находилась обсерватория «Планк» Европейского космического агентства (названная в честь немецкого физика Макса Планка). Перед этой обсерваторией была поставлена задача построения точной карты распределения остатков свечения Большого взрыва – все это для поиска лучшего понимания Вселенной^1.

Это свечение – так называемое реликтовое излучение – представляет собой снимок очень ранней Вселенной, запечатлевший ее всего через 380 000 лет после изначального взрыва. За прошедшие с тех пор 13,8 миллиарда лет мельчайшие флуктуации плотности первичного «сусла» каким-то образом превратились в наблюдаемое сейчас волокнистое распределение галактик. В этой «младенческой фотографии Вселенной» содержится информация о составляющих нашего мира, которые сыграли решающую роль в его эволюции. И действительно, данные наблюдений реликтового излучения на обсерватории «Планк» убедительно подтвердили определяющую роль и относительный вклад темной энергии (Λ) и холодной темной материи (CDM). Так что космологи теперь могут смело принять модель ΛCDM на основании одних лишь данных обсерватории «Планк», даже если бы у них не было результатов наблюдений сверхновых или кривых вращения галактик.

Что же, собственно говоря, представляет собой реликтовое излучение? Чтобы понять это, вернемся к самому началу. В течение нескольких первых сотен тысяч лет существования Вселенной образование нейтральных атомов было невозможно из-за господствовавших в ней экстремальных условий. Пространство тогда было заполнено чудовищно горячей плазмой – смесью отдельных протонов, нейтронов, электронов, нейтрино и частиц темной материи. Эта плазма, совсем как пламя свечи, была непрозрачна: фотоны не могли свободно перемещаться в пространстве из-за постоянного взаимодействия с вездесущими заряженными электронами.

Но после примерно 380 000 лет расширения средняя температура Вселенной упала ниже 2700 °C и стала достаточно «холодной» для того, чтобы ядра водорода и гелия могли захватывать свободные электроны. За какие-то несколько десятков тысяч лет вся плазма превратилась в горячий расширяющийся газ из электрически нейтральных атомов, и мощное излучение этого пылающего пекла получило наконец возможность свободно распространяться в пространстве, не встречая препятствий в виде заряженных частиц.

Следует иметь в виду, что каждая точка расширяющегося пространства была достаточно горячей, чтобы излучать это свечение, по яркости сравнимое с поверхностью Солнца. Излучение, порожденное в непосредственной близости от нас, давным-давно ушло вдаль. Но всех нас окружает «оболочка» пространства, настолько далекая, что ее первичное свечение только сейчас приходит сюда. За время путешествия длительностью 13,8 миллиарда лет спектр этого излучения расширяющейся Вселенной, фотоны которого вначале имели высокую энергию, передвинулся вследствие красного смещения в сторону более длинных волн и дошел до наших детекторов уже в виде слабого холодного и едва уловимого «шипения» в радиодиапазоне. Как уже говорилось в главе 1, именно этот слабый космический микроволновой фон в 1964 году случайно обнаружили радиоинженеры Лабораторий Белла Арно Пензиас и Роберт Уилсон.

Использованная Пензиасом и Уилсоном большая рупорная антенна регистрировала один и тот же поток излучения независимо от того, куда она была направлена. Но с самого начала было ясно, что распределение реликтового излучения не может – и не должно – быть идеально однородным на всем небе. Уже сам факт существования галактик и скоплений галактик в современной Вселенной говорит о наличии в «первичном бульоне» мелких неоднородностей плотности. Эти мелкие неоднородности плотности должны проявляться в виде столь же мелких пятен слегка повышенной или пониженной температуры в распределении реликтового излучения.

Одними из первых количественную оценку ожидаемых размеров этих неоднородностей на основе результатов пионерской работы советского физика Евгения Лифшица 1946 года получили астрофизики Райнер Закс и Артур Вольф из Техасского университета. В своей статье, опубликованной в 1967 году в The Astrophysical Journal, Закс и Вольф пришли к выводу: «Согласно нашим оценкам, если микроволновой фон имеет космологическое происхождение, то в нем должны присутствовать анизотропные компоненты на уровне около 1 %», – правда, этот результат в то время не получил общего признания»2. Но даже в ходе все более точных наблюдений, проведенных в 1970-х и 1980-х годах, так и не удалось обнаружить предсказанные вариации температуры – те самые анизотропные компоненты. Реликтовое излучение оказалось невероятно однородным, и именно это обстоятельство побудило Джима Пиблса предположить в 1982 году существование небарионной холодной темной материи.

Невероятно, но все же не идеально однородным. Великое открытие пришло в январе 1990 года – о нем было объявлено на съезде Американского астрономического общества в Вашингтоне, где ученые представили первые результаты наблюдений на созданном НАСА спутнике COBE (Cosmic Background Explorer – [Обсерватория] для исследования реликтового излучения). На основе этих наблюдений, которые проводились со времени вывода спутника в космос в ноябре 1989 года, была построена карта распределения реликтового излучения с беспрецедентным уровнем точности. В течение нескольких первых недель работы спутника был с высокой точностью измерен спектр реликтового излучения. Были обнаружены долгожданные флуктуации температуры, хотя и на гораздо меньшем уровне, чем за 24 года до этого предсказывали Закс и Вольф.

При средней температуре реликтового излучения 2,725 °K (всего пара с лишним градусов выше абсолютного нуля) температура «горячих» и «холодных» пятен отличается не более чем на 30 миллионных градуса – то есть уровень анизотропии составляет не 1 %, а 0,001 %. Наконец-то в руках космологов оказались цифры для расчетов. В 2006 году научные руководители программы COBE Джон Мазер и Джордж Смут были удостоены Нобелевской премии за их выдающийся научный прорыв.

Но спутник COBE не отличался слишком хорошим угловым разрешением, и полученные карты оказались все еще довольно «размытыми». Инструменты обсерватории зарегистрировали небольшие вариации температуры по всему небу, но не смогли различить самые горячие и холодные «пятнышки» – совсем как мы с вами не различаем отдельные цветные мазки, когда глядим на картину Сёра [22] с большого расстояния. Но в конце 1990-х годов мелкомасштабную структуру реликтового излучения удалось разрешить в ходе экспериментов с воздушными шарами, правда, сделать это получилось только для сравнительно небольших участков неба. А в июне 2001 года НАСА запустило в космос преемник спутника COBE – обсерваторию Microwave Anisotropy Probe («Аппарат для изучения анизотропии микроволнового излучения»). После смерти в 2002 году одного из научных руководителей проекта Дэвида Уилкинсона название аппарата было изменено на Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP).

С 2009 по 2013 год космический аппарат «Планк» Европейского космического агентства вывел наблюдения реликтового излучения на новый уровень чувствительности и точности. Полученная карта микроволнового фона была представлена публике 21 марта 2013 года на пресс-конференции в штаб-квартире Европейского космического агентства в Париже, но для окончательного анализа этих данных ученым потребовалось еще целых пять лет. Результаты были опубликованы 17 июля 2018 года в серии из 12 статей в журнале Astronomy & Astrophysics^3. По словам члена научной группы проекта Яна Таубера, «это самое важное наследие “Планка”. Стандартная космологическая модель до сих пор выдержала все проверки, а “Планк” выполнил измерения, которые продемонстрировали ее справедливость».

Это было очень серьезное утверждение. Таубер фактически сказал, что все более точные измерения реликтового излучения свидетельствуют о том, что мы живем в плоской Вселенной в полном соответствии с выдвинутой Аланом Гутом в 1979 году инфляционной гипотезой, о которой шла речь в главе 15. Данные измерений также подтвердили существование темной энергии.

Мельчайшие вариации температуры реликтового излучения несут информацию о крошечных флуктуациях плотности в очень ранней Вселенной спустя всего 380 000 лет после Большого взрыва

Что же «младенческая фотография» Вселенной может рассказать нам о ее составе и эволюции? Все дело в тесной связи барионной материи с излучением в первые 380 000 лет истории Вселенной. Вскоре после Большого взрыва горячая первичная плазма не была идеально однородной, возможно, из-за начальных квантовых флуктуаций, которые буквально «раздулись» до макроскопических размеров в результате экспоненциального расширения в фазе инфляции. Из-за этого новорожденная Вселенная оказалась «усеяна» небольшими областями со слегка повышенной плотностью: там было больше протонов, нейтронов и электронов («нормальной» материи), а также больше частиц темной материи. И пока частицы темной материи реагировали только на силу гравитации, барионная плазма также сильно взаимодействовала с вездесущими высокоэнергичными фотонами.

Из-за гравитации область повышенной плотности стремится еще больше сжаться и тем самым оказывается еще плотнее. Но с повышением плотности увеличивается также и давление излучения, и от этого «сгусток» не сжимается, а, наоборот, расширяется – это касается как минимум барионов. В результате в барионно-фотонной среде ранней Вселенной распространяется продольная волна из чередующихся областей повышенной и пониженной плотности, очень напоминающая звуковую (акустическую) волну в воздухе, только с намного большей длиной. А центральное уплотнение темной материи при этом остается там же и никуда не девается.

Если бы в ранней Вселенной была всего одна аномалия плотности, то ее легко можно было бы распознать по порождаемой ею картине акустических волн. Но в реальности мы имеем какофонию акустических волн разной длины и амплитуды, которые носятся по расширяющейся космической плазме во всех направлениях со скоростью, достигающей почти 60 % скорости света. Если вы любитель поэтических метафор, то можете назвать это воплями новорожденной Вселенной.

Это первородное «пение» продолжалось, пока барионы и фотоны оставались сильно связанными друг с другом. Но после прекращения сильного взаимовлияния между материей и излучением примерно через 380 000 лет после рождения Вселенной барионные акустические осцилляции резко затихли. С этого момента фотоны стали свободно перемещаться по Вселенной – это тот самый микроволновой реликтовый фон – а трехмерное распределение барионов оказалось заданным структурой чередующихся областей повышенной и пониженной плотности – «стоп-кадром» «винегрета» акустических осцилляций.

«Крапчатая» структура распределения температуры реликтового излучения напрямую связана с этим первичным распределением плотности. Поэтому карта распределения микроволнового фона может служить источником информации для исследования этих так называемых барионных акустических осцилляций. Процесс чем-то напоминает распознавание звуков на фоне шума путем детального изучения снимков барабанной перепонки с короткой экспозицией. Барабанная перепонка одновременно вибрирует на многих частотах с разными амплитудами, но из сложной картины стоп-кадров этих осцилляций можно выделить отдельные звуковые волны. Точно так же из детального анализа распределения реликтового излучения можно получить информацию об амплитудах (мощности) многочисленных составляющих его волн в зависимости от длины волны. Получаемый в результате график называется спектром мощности реликтового излучения.

Точная картина осцилляций во Вселенной, когда ей было 380 000 лет – то есть когда фоновое реликтовое излучение освободилось от материи, – определяется на удивление малым числом переменных. Наиболее важные из них – это плотность барионов, плотность небарионных частиц и так называемый звуковой горизонт: расстояние, на которое успела уйти звуковая волна в расширяющейся плазме до разделения материи и излучения. Оказалось, что даже относительно небольшое изменение одной из этих переменных сказывается на точной форме спектра мощности реликтового излучения. Обратив соответствующие уравнения, можно вычислить барионную плотность и плотность темной материи, а также звуковой горизонт в момент разделения материи и излучения.

Неудивительно, что мощность волн оказывается тесно связана со звуковым горизонтом. То же самое наблюдается и для органных труб: длина трубы (расстояние, которое может пройти звуковая волна) определяет, на каких длинах волн достигаются наибольшие амплитуды, – вспомним упомянутый в начале книги пример, когда Пиблс извлекал два совершенно разных звука, если дул над горлышками пластиковых бутылок разного размера. Конечно, органные трубы не расширяются и гравитация не играет никакой роли в процессе исполнения концерта Баха, но принцип остается тем же самым: для каждого размера есть соответствующие ему предпочтительные частоты – присущий ему набор из основного тона и соответствующих обертонов.

Теперь все становится интереснее. Звуковой горизонт 450 000 световых лет – это расстояние, пройденное барионными акустическими осцилляциями за 380 000 лет. (Здесь нет никакого противоречия: осцилляции распространяются со скоростью, равной почти 60 % процентам скорости света, но благодаря расширению Вселенной они в конце концов оказываются почти в два раза дальше от исходной точки, чем это было бы в стационарной Вселенной.) Поэтому, когда осцилляции прекращаются, каждое уплотнение в новорожденной Вселенной оказывается окруженным сферической оболочкой радиусом 450 000 световых лет с повышенной по сравнению со средней плотностью.

Этот радиус проявляется в виде преобладающего расстояния на карте горячих и холодных пятен в распределении реликтового излучения, которое тесно связано с первым пиком в спектре мощности этого излучения. Из-за наличия в первичной плазме многих взаимно накладывающихся волн плотности картина анизотропии температуры на первый взгляд кажется случайной, но если измерить взаимные расстояния между каждой парой пятен по всему небу, то выявляется определенная закономерность: число пар со взаимным расстоянием 450 000 световых лет значительно больше ожидаемого при случайном распределении.

И тут мы подходим к доказательству того, что Вселенная плоская. Когда астрономы изучают статистическое распределение горячих и холодных участков реликтового излучения, они измеряют расстояния между ними не в световых годах, а в углах на небесной сфере. И оказалось, что предпочтительное угловое расстояние составляет около одного градуса. Оно должно соответствовать предпочтительному физическому (линейному) расстоянию в 450 000 световых лет (напомню, что фотоны реликтового излучения пришли очень издалека – их путь к Земле занял около 13,8 миллиарда лет, – так что неудивительно, что расстояние 450 000 световых лет соответствует дуге в один градус на небесной сфере).

Но если реликтовое излучение распространялось в «замкнутой» Вселенной с положительной кривизной, то угол на небесной сфере между двумя точками, разделенными расстоянием в 450 000 световых лет, был бы больше одного градуса. В «открытой» Вселенной с отрицательной кривизной этот угол был бы меньше одного градуса. И только в плоской евклидовой Вселенной с нулевой кривизной линейное расстояние в 450 000 световых лет 13,8 миллиарда лет назад соответствует современному угловому расстоянию в один градус на небесной сфере.

Таким образом, статистические закономерности в распределении реликтового излучения позволили определить фундаментальные свойства Вселенной. В соответствии с инфляционной теорией мы живем в плоской Вселенной, и, значит, суммарная плотность массы-энергии должна быть равна критической плотности. Кроме того, из данных, полученных на космической обсерватории «Планк», следует, что барионная плотность составляет всего 4,9 % критической плотности, а плотность небарионной холодной темной материи составляет 26,6 % критической плотности. Отсюда следует, что остальные 68,5 % массы-энергии должны быть в форме темной энергии.

Замечательно здесь то, что эти величины совершенно независимы от ранее полученных астрофизических оценок. Никаких кривых вращения галактик, никаких наблюдений сверхновых типа Ia – все, что нужно для доказательства того, что наша Вселенная состоит главным образом из темной энергии и темной материи, – это подробная карта распределения реликтового излучения. Как научная группа проекта «Планк» скромно написала в аннотации к опубликованной в 2018 году статье про космологические параметры, «мы обнаружили хорошее согласие [наших результатов] со стандартной… космологической [моделью] ΛCDM»4.

Так что астрономы имеют неплохое представление о том, какой была Вселенная 380 000 лет после Большого взрыва, а детальный анализ картины распределения реликтового излучения – «младенческой фотографии Вселенной» – позволяет определить важнейшие свойства нашего мира. Еще раз отметим, что речь идет лишь о «съемке в младенческом возрасте» – стоп-кадре новорожденной Вселенной. Если представить себе современную Вселенную в виде 50-летней женщины, то карта распределения реликтового излучения дает представление о том, как она выглядела, когда ей было всего полдня от роду. Как же этот «младенец» рос и как происходило его взросление?

Ну, во‑первых, с момента отделения реликтового излучения Вселенная расширилась почти в 1100 раз (если бы человеческое тело развивалось подобным образом, то к 50 годам наша дама выросла бы до 550 метров). При таком резком росте можно было бы ожидать, что перепады плотности ранней Вселенной со временем сгладятся, но в действительности они стали еще более выражены из-за гравитации. Вследствие расширения Вселенной плотность во всех точках пространства уменьшилась, а в областях повышенной плотности это уменьшение происходило гораздо медленнее, что привело к увеличению контраста. Как мы знаем из главы 11, этот процесс был подробно исследован с помощью компьютерного моделирования.

Области повышенной плотности в распределении темной материи имели возможность расти на протяжении первых 380 000 лет космической истории, потому что темная материя не взаимодействовала с излучением. По мере дальнейшего старения Вселенной они продолжили притягивать к себе новые порции небарионной, а теперь также и барионной материи. Но то же самое можно сказать и о слегка уплотненных оболочках, окружающих концентрации темной материи и удаленных от них на 450 000 световых лет, – гребнях барионных акустических осцилляций, «замороженных» в момент отделения излучения. К ним тоже стала притягиваться темная и «нормальная» материя.

Эта сложная картина вариаций плотности со временем превратилась в крупномасштабную нитевидную структуру современной Вселенной, известную также как «космическая паутина». Так что при тщательном исследовании пространственного распределения галактик все еще можно обнаружить на карте реликтового излучения предпочтительное расстояние в 450 000 световых лет, которое к настоящему времени увеличилось примерно до 500 миллионов световых лет. «Замороженные» осцилляции должны быть различимы до сих пор, даже спустя 13,8 миллиарда лет эволюции Вселенной.

Конечно же, на снимках ночного неба вы не увидите круглых конфигураций из галактик, которые вы могли бы представить себе после просмотра весьма нереалистичных иллюстраций в популярных изданиях, посвященных барионным акустическим осцилляциям. Напомню, что речь идет об очень тонком эффекте на фоне в общем-то гораздо более однородного распределения галактик. Но если вы построите трехмерную карту распределения десятков тысяч галактик и измерите физические расстояния для всех пар, то на полученной в результате так называемой двухточечной корреляционной функции должен быть виден горб, соответствующий взаимному расстоянию 500 миллионов световых лет – как минимум в местной области современной Вселенной. На значительно бо́льших расстояниях, соответствующих более далекому прошлому, осцилляции должны иметь меньшую амплитуду, потому что в ту эпоху Вселенная еще не выросла до современных размеров.

До 2005 года глубина и охват обзоров галактик были недостаточны для убедительного выявления этой характерной картины. К этому времени проявления барионных акустических осцилляций были успешно обнаружены в трехмерном распределении далеких галактик в ходе выполнения Обзора красных смещений галактик 2dF и Слоановского цифрового обзора неба – об этих двух программах уже говорилось в главе 6^5. Таким образом была обнаружена четкая связь между «пуантилистской» картой реликтового излучения и статистическими свойствами распределения галактик – несомненная связь между «младенческой» фотографией и снимком взрослой дамы. Фрагменты космологической мозаики стали складываться в единую вполне осмысленную картину.

Главный вывод состоит в том, что мы видим прошлое в настоящем. Мощные звуковые волны, распространявшиеся в чудовищно горячей плазме в первые несколько сот тысяч лет космической истории, оставили след в крупномасштабной структуре Вселенной – характерное родимое пятно, которое видно в том числе и на «крапчатой» «младенческой фотографии», полученной в ходе изучения реликтового излучения.

Когда я смотрел на запуск в космос обсерватории «Планк», данные которой позволили впоследствии получить самые точные на данный момент оценки космологических параметров, у космологов практически не осталось сомнений в правильности ΛCDM-модели. Накопление данных, свидетельствовавших о существовании темной материи, происходило медленно, но верно на протяжении многих десятков лет. В 2009 году также уже нельзя было игнорировать и такой недавно появившийся на теоретической сцене персонаж, как темная энергия. Космологическая модель ΛCDM дала нам стройное описание состава и эволюции Вселенной, которое прекрасно согласуется со всем массивом наблюдательных данных, а также с результатами последних модельных расчетов на суперкомпьютерах. Ни одна другая модель Вселенной не может сравниться с ней в успешности.

И все же я не могу избавиться от мучающей меня мысли «а что, если…» А что, если космологи гоняются за химерами? Ведь в конечном счете все до единого свидетельства в пользу существования темной материи и темной энергии косвенные. Никто еще не обнаружил ни одной частицы темной энергии и не получил прямых измерений ускоренного расширения пространства. У нас есть только косвенные доказательства. Динамика галактик, наблюдения гравитационного линзирования и сверхновых, барионные акустические осцилляции. А что, если все эти данные просто сбивают нас с пути? А вдруг мы просто сами себя загоняем в угол подобно сторонникам теории эфира в XIX веке, о которых говорилось в главе 1? А что, если темная материя и темная энергия – это просто математические ухищрения для оправдания нашего фундаментального невежества – своего рода эпициклы современной физики?

Глядя на уносящуюся в космос мощную ракету с бесценным грузом, я думал о том, куда же движется космология. Побольше измерений и поточнее – это замечательно. Но если космологическая модель ΛCDM верна, если окружающий нас привычный мир – это жалкие 4,9 % от в основном покрытой завесой тайны Вселенной, то не пришло ли время вместо хотя бы одного из больших вопросительных знаков поставить восклицательный? Как минимум, экспериментально «нащупать» темную материю…

Об этом же думали дерзкие физики по другую сторону Атлантического океана – их эксперимент осуществлялся не в космосе, а глубоко под землей в итальянских Апеннинах. Самое время.

И главный их козырь – ксенон.

Часть III

Хобот

18. Ксеноновые войны

Небоскребы Манхэттена, словно армия, вооруженная вилами, устремлены навстречу висящим над Нью-Йорком темным тучам. Позже днем ожидается снег, но пока что Эмпайр-стейт-билдинг, Крайслер-билдинг, небоскреб Парк-авеню, 432, и Башня Свободы купаются в лучах ненадолго появившегося январского солнца.

«Чудесный вид, – говорит Елена Априле с приятным итальянским акцентом. – Мне он никогда не надоедает». Мы встретились в скай-лаундже на 47-м этаже небоскреба в Бруклине, где находится ее квартира^1. После интервью она угостила меня по-настоящему хорошим эспрессо в своей стильной кухне и показала фотографию первого внука: «Так замечательно видеть свою дочь мамой». А еще она показала мне собственную фотографию конца 1970-х годов, когда ей было 23 года. Вот она в ЦЕРНе, как она сама выразилась – молодая и с большими планами на будущее.

И планы у нее до сих пор грандиозные, как и полагается основателю и многолетнему главному представителю эксперимента КСЕНОН (XENON) по поиску темной материи^2. Априле всегда хотела добиться большего, чем другие. Нет, она не нашла темную материю. Пока еще нет. Но это может случиться в любой момент, и будет замечательно, если достойное Нобелевской премии открытие будет сделано именно на ее новом детекторе XENONnT.

Дело в том, что Априле не единственная, кто мечтает об успехе, славе и Стокгольме. Другие группы в Соединенных Штатах и Китае бьются над той же задачей, используя ту же самую основанную на жидком ксеноне технологию. Бывшие коллеги. Ее собственные ученики. Даже ее бывший муж. Если это война, то Априле настроена только на победу. Быть лучшей, как всегда.

Очень нетривиальный человек, как сказал мне технический координатор проекта XENONnT Ауке-Питер Колейн во время моего пребывания в Национальной лаборатории Гран-Сассо.

Елена Априле родилась в Милане и изучала физику в Неаполитанском университете. На третьем курсе она подала заявку на летнюю практику в ЦЕРНе. Она прошла отбор и поступила в исследовательскую группу Карло Руббиа – тогда это было главное и лучшее событие в ее жизни, несмотря на то что Руббиа не отличался доброжелательностью, особенно по отношению к женщинам. И это было еще в мае 1977 года, за много лет до присуждения ему Нобелевской премии и назначения его генеральным директором ЦЕРНа.

Если отвлечься от этих гендерных проблем и проблем субординации, то ЦЕРН был настоящим научным раем, воротами в международную физику. Априле так и не вернулась в Италию – или, точнее, к своему парню. Она осталась у Руббиа больше, чем на полгода и встретила там немецкого физика Карла Гибони, за которого в 1981 году вышла замуж, учась в аспирантуре Женевского университета.

В 1983 году Руббиа предложил Априле и Гибони работу на должности постдоков в его исследовательской группе в Гарвардском университете, которая занималась экспериментом по изучению возможного распада протонов. Априле постепенно пробила себе дорогу в этом мужском сообществе. Но работа на Руббиа изматывала. После того, как ему (вместе с Симоном ван дер Мером) в 1984 году была присуждена Нобелевская премия за открытие W– и Z-бозонов, иметь дело с ним стало еще труднее. Он мог прилететь из Европы – коллеги иногда шутили, что он полжизни проводит в бизнес-классе – ткнуть их носом в ошибки и провалы, огорчить их и улететь обратно в Женеву. В конце 1985 года Гибони это окончательно надоело. Он сказал Руббиа: «Я ухожу», – и принял предложенную ему научную должность в нью-йоркской компании. Априле ушла из Гарварда в январе 1986 года на физический факультет Колумбийского университета.

Именно в Колумбийском университете у нее зародился интерес к жидким благородным газам. Сначала она делала детекторы нейтрино на основе аргона. Затем настал черед запускаемого на воздушном шаре гамма-телескопа с детектором на основе жидкого ксенона. А в 2001 году, когда она приступила к поиску проектов с перспективой большего финансирования, Априле заинтересовалась британским экспериментом, в котором жидкий ксенон использовался для поиска темной материи.

Британский эксперимент ZEPLIN (Zoned Proportional scintillation in Liquid Noble gases – «Зональная пропорциональная сцинтилляция в жидких благородных газах» – еще один пример неудобоваримого сокращения) был разработан группой «Британская коллаборация темной материи» (UK Dark Matter Collaboration). Ученые пристально следили за состоянием небольшого контейнера с одним литром жидкого ксенона (около трех килограммов), размещенного в калийном руднике Булби в северо-восточной Англии на глубине 1100 метров, обеспечивающей защиту от беспрестанно бомбардирующих земную поверхность космических лучей. Целью эксперимента была регистрация чрезвычайно редких взаимодействий между атомными ядрами и вимпами – слабовзаимодействующими массивными частицами (см. главу 10), из которых, как считалось, состоит странная невидимая субстанция, на которую приходится большая часть массы Вселенной. Шло изготовление новой, более крупной и чувствительной версии детектора, и физики из Имперского колледжа уже планировали создание версии ZEPLIN-III. Так что было с кем соревноваться и кого побеждать.

На большой физической конференции в Аспене (штат Колорадо) летом 2001 года Априле познакомилась с проблематикой темной материи, о которой до того почти ничего не знала. В том же самом году она написала заявку на финансирование в Национальный научный фонд США для разработки собственного детектора.

Финансирование было получено, и теперь Априле стала руководителем собственного эксперимента по разработке детектора темной материи – программы XENON. От этого, правда, пострадала ее семейная жизнь. В 1996 году закончился десятилетний роман Гибони с частным бизнесом, и он перешел в Колумбийский университет, где стал работать у своей жены старшим научным сотрудником. В 2001 году Априле уже была профессором Колумбийского университета, а Гибони все еще был ее сотрудником. Их совместная работа оказалась очень плодотворной для проекта XENON, но разрушительной для брака. Опять проблема гендера и власти.

«Я поняла, что невозможно получить что-то, не потеряв в чем-то другом», – говорит Априле, глядя в большое окно скай-лаунджа. По ту сторону Ист-Ривер самые высокие небоскребы начали исчезать из виду, окутанные серыми облаками. «Я добилась успеха в работе, но не в личной жизни, и потеряла при этом мужа».

Членами группы XENON кроме Априле и Гибони также были физик Ричард Гейтскелл из Брауновского университета и его коллега Томас Шатт из Принстона. Гейтскелл и Шатт вместе участвовали в программе «Криогенный поиск темной материи» (Cryogenic Dark Matter Search, CDMS) – эксперименте с использованием полупроводниковых детекторов (о них расскажем позже). Но Гейтскелла и Шатта вдохновили перспективы использования жидкого ксенона.

Елена Априле в лаборатории атомной ловушки (Atom Trap Laboratory) Колумбийского университета тестирует технологию улавливания атомов криптона – нежелательной примеси в жидком ксеноне, используемом в качестве рабочей среды в детекторах темной материи

После создания трехкилограммового детектора-прототипа под названием XENON3 дальнейший план состоял в создании самой чувствительной в мире установки по поиску темной материи на основе жидкого ксенона и опережении британских соперников. Разумеется, так же как и ZEPLIN, новый детектор должен быть защищен от космических лучей, и поэтому Априле, Гибони, Гейтскелл и Шатт занялись поисками подходящей подземной физической лаборатории – другими словами, достаточно глубокой шахты.

Одним из возможных вариантов был старый никелевый рудник Крейгтон поблизости от города Садбери в канадской провинции Онтарио. Этот рудник, где уже располагалась нейтринная обсерватория SNOLAB, находится на глубине более двух километров и расположен сравнительно близко к Восточному побережью США, где как раз работали члены группы Априле^3. А криогенный эксперимент, в котором участвовали Гейтскелл с Шаттом, базировался в железном руднике Судан в штате Миннесота – это, конечно, подальше, но зато знакомое место. Еще одним вариантом был золотой рудник в Лиде (штат Северная Дакота) – там с конца 1960-х годов располагалась нейтринная установка. А еще было глубокое хранилище радиоактивных отходов Waste Isolation Pilot Plant в штате Нью-Мексико. А может, отправиться в Европу? Даже соперники группы ZEPLIN имели право устроить свой эксперимент в том же руднике Булби на границе вересковых болот Норт-Йорк-Мурс. Наконец, на родине Априле в Италии Шатт участвовал в нейтринном эксперименте Борексино в туннеле Гран-Сассо – месте, хорошо знакомом Априле и Гибони по их участию в нейтринном эксперименте ICARUS – еще одном проекте, организованном по инициативе Карло Руббиа^4.

В конце концов они остановили свой выбор на лаборатории Гран-Сассо по ряду причин практического характера – и, конечно же, не обошлось без шуток по поводу культуры, еды и климата. Благодаря выделенному Априле финансированию от Национального научного фонда США и средствам, полученным Гейтскеллом от министерства энергетики США, удалось в короткие сроки создать XENON10 – это название так и закрепилось за установкой, хотя на определенном этапе в эксперименте использовалось 15 килограммов жидкого ксенона, заключенных в цилиндрический сосуд размером чуть больше четырехлитровой банки для краски. Детектор был изготовлен в лаборатории Невиса в Колумбийском университете, доставлен в Италию и установлен в марте 2006 года. К этому времени научная группа разрослась до 30 человек. В том же году начался сбор данных.

Установку XENON10 изготовляли и запускали в большой спешке. Группа работала по 18 часов в сутки и без лишнего шума, чтобы физическое сообщество ничего не заподозрило. Так что первые результаты, объявленные в 2007 году и опубликованные в январе 2008-го в журнале Physical Review Letters, застали всех врасплох^5. Нет, эксперимент XENON10 не обнаружил вимпы и вообще ничего неожиданного. Но почти в одночасье XENON10 стала самой чувствительной из когда-либо созданных установок по поиску темной материи, намного опередив всех конкурентов. В результате с ее помощью удалось получить новые важные оценки верхнего предела эффективности взаимодействия вимпов и тем самым наложить ограничения на теоретические модели, которые до тех пор никогда не подвергались экспериментальной проверке.

Чтобы лучше представить себе ожидаемую эффективность взаимодействия вимпов, вспомним, что Солнце и Земля, обращаясь вокруг центра Галактики с периодом 250 миллионов лет, движутся сквозь более или менее неподвижное гало из частиц темной материи со скоростью около 220 км/с, или почти 800 000 км/ч. Если темная материя состоит из вимпов, а каждый вимп примерно в 100 раз массивнее протона, то в среднем в объеме размером с кубик Рубика должна находиться одна частица темной материи. Но, учитывая скорость Земли относительно гало, каждую секунду через ваше тело должен проходить почти один миллиард вимпов.

Вимпы не восприимчивы к электромагнитным силам и поэтому не взаимодействуют с электронами. Но при этом они восприимчивы к слабому взаимодействию и должны при эпизодических столкновениях с атомными ядрами взаимодействовать с составляющими их кварками. Для регистрации этих взаимодействий надо тщательно следить за большим количеством ядер, исключить все возможные помехи и терпеливо ждать. Идеальной средой для обнаружения таких столкновений оказался жидкий ксенон (при температуре –95 °C) – благодаря отсутствию у него естественной радиоактивности, которая бы полностью испортила данные наблюдений.

Детектор работает следующим образом. Столкновение вимпа с ядром ксенона приводит к «встряске» атома, и в результате расположенные в небольшой области атомы ксенона теряют часть своих электронов (это процесс называется ионизацией) и на короткое время переходят в возбужденное молекулообразное состояние. Возвращение атомов в нормальное состояние сопровождается слабой ультрафиолетовой вспышкой на длине волны 178 нанометров длительностью не более 20 наносекунд – так называемый сцинтилляционный сигнал. Этот невероятно слабый сигнал можно зарегистрировать с помощью фотоэлектронных умножителей, установленных сверху и снизу от цилиндрического резервуара с ксеноном, – эти фотоумножители настолько чувствительны, что способны обнаруживать одиночные фотоны.

Главная проблема в том, что похожее возбуждение и похожие сцинтилляционные сигналы на той же длине волны возникают в результате гораздо более обычных (и более частых) взаимодействий. Конечно же, как мы уже знаем из главы 2, экспериментаторы делают все возможное, чтобы защитить детектор от космических лучей и обеспечить чистоту ксенона. Но ничто не идеально, и невозможно избавиться от всех нежелательных помех.

Жидкий ксенон в определенной мере сам дает защиту от нежелательных сигналов-помех, и поэтому наибольший интерес для охотников за вимпами представляет регистрация сцинтилляции из центральной части резервуара – вероятность помех там меньше, чем на внешней границе. Но сама по себе регистрация краткой ультрафиолетовой вспышки не несет ценной информации. Поэтому Априле вместе со своей группой разработала конструкцию двухфазного детектора, первым воплощением которой стала установка ZEPLIN-II.

Дело в том, что ксенон может находиться в двух разных агрегатных («фазовых») состояниях – жидком и более привычном газообразном. В двухфазном детекторе второй сигнал формируется в тонком слое газообразного ксенона, расположенном над жидкой фазой. Как мы уже видели, при взаимодействии с вимпами ядра ксенона теряют часть своих электронов. Под действием создаваемого вокруг детектора сильного электрического поля эти отрицательно заряженные электроны перемещаются вертикально вверх от места взаимодействия со скоростью около 2 км/с. При достижении границы между жидкой и газообразной фазами электроны извлекаются и ускоряются еще более сильным электрическим полем, результатом чего является электролюминесцентная вспышка в газе – именно этот процесс обеспечивает свечение неоновых вывесок.

Поэтому любое взаимодействие в резервуаре с ксеноном порождает два разных сигнала – очень короткую сцинтилляционную вспышку в момент попадания частицы в ядро атома ксенона, за которой следует более длительная электролюминесцентная вспышка. Длительность интервала времени между двумя сигналами позволяет определить глубину, на которой произошло взаимодействие в детекторе. В сочетании с информацией о количестве фотонов, зарегистрированных каждым из расположенных под и над детектором фотоэлектрических умножителей, это позволяет установить искомое пространственное положение места взаимодействия. А относительная интенсивность двух сигналов позволяет различать взаимодействия с вимпами – при наличии таковых – от событий, вызванных фоновыми бета-частицами или гамма-лучами.

Все это кажется сложным, потому что это действительно сложно. Но физики-экспериментаторы любят преодолевать трудности, а что может быть интереснее и приятнее, чем разработка и создание самых чувствительных детекторов для раскрытия самых сокровенных тайн природы? Во всяком случае, Гейтскеллом еще с детства двигало именно желание понять физический мир. Мать как-то застала восьмилетнего Ричарда сидящим голым в ванной и рисующим несмываемым маркером линии на кафельной плитке в попытке рассчитать траекторию струи воды.

За несколько недель до того, как я навестил Гейтскелла в его кабинете в Провиденсе (штат Род-Айленд), он, катаясь на лыжах, столкнулся с очередной физической загадкой – на этот раз гравитацией^6. Сидя, положив сломанную ногу на небольшой вращающийся табурет, он налил мне кофе и вытащил из-под стопки газет и журналов маленькую коробочку. Там оказался 12-граммовый сверхчистый ниобиевый кристалл размером с игральную карту. «С этого все и началось», – сказал он.

Первая работа Гейтскелла не имела никакого отношения к поиску элементарных частиц: после окончания магистратуры по физике Гейтскелл проработал четыре года инвестбанкиром в лондонском банке «Морган Гренфелл». В 1989 году он решил, что экономика – недостаточно трудное для его интеллекта поле деятельности и вернулся в Оксфорд, где вместе со своим научным руководителем Норманом Бутом занимался ниобиевыми кристаллами. В 1995-м, через два года после защиты диссертации, он перебрался в Центр астрофизики элементарных частиц в Калифорнийском университете в Беркли – тогдашний «эпицентр» поиска темной материи.

И там, и там приходилось иметь дело с полупроводниками, одним из примеров которых как раз является ниобий. Так же, как и жидкий ксенон, охлажденные до нескольких тысячных градуса выше абсолютного нуля полупроводниковые кристаллы можно использовать для обнаружения темной материи. Пролетая сквозь кристалл, вимп теоретически может столкнуться с каким-нибудь атомным ядром. Вызванные при этом колебания и смещение заряда могут быть зарегистрированы соединенными с кристаллом сверхчувствительными сверхпроводящими детекторами. Оберните криогенное устройство охлаждения кристалла в толстый слой свинца для максимальной защиты от естественной радиоактивности, поместите весь агрегат в глубокую шахту, чтобы предотвратить попадание космических лучей, и можно приступать к поиску темной материи.

Будучи специалистом по сверхпроводящим кристаллам, Гейтскелл отправился в Беркли, чтобы работать с группой CDMS Бернара Садуле, которая использовала «стопки» кристаллов германия и кремния (эти полупроводники применяются для изготовления компьютерных микросхем и солнечных батарей) размером с хоккейную шайбу^7. Гейтскелл провел пару лет в чистых комнатах, работая с этими кристаллами и испытывая их в Стэнфордской подземной лаборатории на противоположном берегу залива Сан-Франциско, а потом решил сменить работу. Чтобы добиться существенного увеличения размеров этих детекторов – а это единственный способ повысить их чувствительность – требовалось слишком много усилий, в том числе и чисто физических. Поэтому, перебравшись в Брауновский университет в 2001 году, он связался с работавшей в Колумбийском университете Априле.

«Я понял, что это будет не спринт, – сказал он, – а скорее марафон, когда каждый следующий километр дается с большим трудом. Для каждого этапа требуются лучшие ноги, то есть более крупные детекторы». А жидкий ксенон как раз давал такую возможность. Гейтскелл знал все о темной материи, а Априле – о жидких благородных газах, – казалось бы, просто идеальное сочетание.

Только вот все оказалось не так. В 2007 году, после завершения создания установки XENON10 и на этапе разработки ее преемницы – установки XENON100, коллаборация распалась. Или, скорее, взорвалась. Гейтскелл и Априле оказались очень сильными личностями, каждый со своими амбициями. Они расходились во мнениях по любому поводу, в том числе когда речь шла о руководстве большим международным проектом – в частности, по вопросу о желательности переноса эксперимента обратно в США.

Старый план по превращению подземного золотого рудника Хоумстейк в горах Блэк-Хиллс в штате Южная Дакота в физическую лабораторию удалось осуществить благодаря предоставленному бизнесменом и филантропом Денни Сэнфордом гранту в размере 70 миллионов долларов. В 2007 году Гейтскелл и Шатт решили построить в руднике очередной детектор на основе жидкого ксенона. Эту идею поддержали четыре из семи американских групп, участвовавших в проекте XENON: работать «поблизости», в своей собственной стране было бы гораздо удобнее, чем мотаться в Европу и обратно. Но Априле настояла на том, чтобы остаться в Италии. Создание установки XENON100, вмещавшей до 165 килограммов жидкого ксенона, шло полным ходом. Лаборатория Гран-Сассо была в их распоряжении, и она не хотела терять набранный темп. Априле желала быть первой и лучшей. Казалось, до прямого обнаружения темной материи рукой подать, и было бы просто глупо терять время.

Так что Гейтскелл с Шаттом пошли своим путем и начали реализацию собственного проекта по поиску темной материи – Large Underground Xenon (LUX) – «Большого подземного ксенонового эксперимента» во вновь созданном Подземном исследовательском центре Сэнфорда (Sanford Underground Research Facility)8. Им удалось собрать группу из более чем 100 физиков из 27 научных организаций. Конечно, на этом они потеряли два или три года, но установка LUX с 370 килограммами (более 100 литров) вещества мишени, окруженного 260 000 литрами воды для поглощения нежелательных нейтронов, оказалась чувствительнее, чем XENON100. Строительство установки началось в 2009 году, а первые данные были получены в 2013-м, через год после публикации Еленой Априле новых оценок верхнего предела эффективности взаимодействия вимпов на основе данных XENON100^9. «Все получилось замечательно, – говорит Гейтскелл. – Мы всех сделали».

Теперь уже пошла настоящая гонка. В 2014 году коллаборация XENON, которой удалось привлечь новые исследовательские группы из разных европейских стран, приступила к созданию еще более крупного детектора. Представьте себе сосуд размером со стиральную машину, вмещающий целых 3,2 тонны жидкого ксенона. И ни больше ни меньше как 248 фотоэлектрических умножителей. Наполненную водой цистерну высотой с трехэтажный дом объемом 700 кубических метров. Лихорадочный темп работы – первые данные были получены уже в 2016 году, как раз когда прекратилась эксплуатация установки LUX. Первые результаты наблюдений на новом детекторе, получившем название XENON1T, были опубликованы в мае 2017 года^10.

И это уже была война не между двумя армиями. В 2009 году Цзи Сяндун из Мэрилендского университета – бывший участник проекта XENON100 – начал работу над конкурирующим проектом на Дальнем Востоке: Китай намеревался запустить собственный флагманский эксперимент. Гибони, бывший муж Априле, согласился на должность профессора в Шанхайском университете транспорта, чтобы принять участие в этом проекте, и это лишь укрепило ее решимость.

PandaX (Particle and Astrophysical Xenon Detector – «Астрофизический ксеноновый детектор элементарных частиц») – это китайская установка, расположенная в лаборатории Цзинпин в провинции Сычуань на глубине 2400 метров под горным массивом, состоящим в основном из мрамора^11. Это не просто самая глубокая, но еще и самая «тихая» физическая лаборатория в мире. В первом детекторе PandaX содержалось 120 килограммов ксенона; в установке PandaX–II, которая была запущена в эксплуатацию в марте 2015 года, этот объем был увеличен вчетверо, что обеспечило лучшую чувствительность по сравнению с установкой LUX. Китайская группа рассчитывает когда-нибудь создать 30-тонный детектор.

«Конкуренция – это хорошо, – говорит Гейтскелл. – Когда знаешь, что ты не один этим занимаешься, то работаешь гораздо усерднее». Он не хотел отставать и поэтому работал изо всех сил. Когда оказалось, что установки XENON1T и PandaX–II превзошли LUX, Гейтскелл объединил усилия с британской группой создателей установки ZEPLIN. Перед самым Рождеством детали 10-тонного детектора LUX-ZEPLIN были переправлены под землю в Южную Дакоту. В момент написания этих срок все готово для начала работы^12. А в это время, как мы знаем из главы 2, группа Априле в Гран-Сассо прекратила работать на установке XENON1T и завершила создание детектора XENONnT, который по чувствительности сравним с LUX-ZEPLIN, несмотря на несколько меньшую массу вещества мишени – 8,6 тонны.

Битва еще не закончена и, скорее всего, будет продолжаться еще многие годы. И тем не менее Гейтскелл говорит: «Я уверен, что темная материя когда-нибудь и как-нибудь будет обнаружена. Иначе я бы не стал этим заниматься. Я хочу получить ответ на этот вопрос. Задача не из легких, – добавляет он, устраивая свою сломанную ногу поудобнее на табуретке. – Времени может потребоваться больше, чем я рассчитываю. Никто не может поручиться, что эта проблема будет решена за время жизни одного поколения».

В Нью-Йорке Елена Априле не перестает мечтать о темной материи и об открытии, которое будет достойно Нобелевской премии, – во всяком случае, так она говорила мне во время нашей встречи, когда показывала собственную черно-белую фотографию, на которой была запечатлена в 23-летнем возрасте, полная грандиозных планов. Обнаружить сигнал – это было бы невероятно круто. Когда я слушаю ее рассказ и гляжу на ее волевое лицо, у меня нет никаких сомнений в будущем успехе. Вся жизнь этой женщины вертится вокруг желания осуществить мечту – обнаружить темную материю. И это может произойти в любой момент.

Когда я возвращался через Ист-Ривер обратно в Манхэттен, наконец пошел снег. Тротуары стали скользкими, а большинство высоток исчезли из виду. Я шел сквозь снегопад, оставляя следы на свежем белом ковре, и пытался представить себе – без особого успеха – миллиард невидимых вимпов, ежесекундно проносящихся сквозь мое тело, и так день за днем, год за годом. И сквозь Бруклинский мост, и сквозь Башню Свободы. Сквозь нашу планету, сквозь самые чувствительные в мире детекторы, расположенные в подземных лабораториях.

Таинственная субстанция, управляющая крупномасштабным поведением нашей Вселенной, повсюду вокруг нас, но мы до сих пор не сумели ее обнаружить. И дело тут не в недостатке решимости, усилий или настойчивости. А вдруг физики просто гоняются за химерами? Или, может быть, чудище действительно вот тут, а ученые ищут не то, что надо, с помощью не пригодных для этого средств?

Настало время рассказать подробнее о некоторых других инструментах, имеющихся в распоряжении физиков-экспериментаторов. А как обстоят дела с другим экспериментом в Гран-Сассо, авторы которого утверждают, что обнаружили свидетельства наличия темной материи?

19. Поймать ветер

Рита Бернабеи не хочет говорить со мной по телефону. Это примечательно, когда речь идет о человеке, утверждающем, что им обнаружена темная материя.

Насколько я знаю, тут нет ничего личного. Просто она никогда не дает устные интервью журналистам. «Это наша общая политика – отвечать письменно на письменно заданные вопросы, – сообщила она мне по электронной почте. – Мы считаем, что такой подход служит гарантией информационной открытости как для журналистов, так и для коллаборации»1.

Я в этом не уверен.

Когда Ауке-Питер Колейн показывал мне Национальную лабораторию Гран-Сассо, мы проходили в том числе и мимо помещений, где под руководством Бернабеи проводился эксперимент по поиску темной материи с простым названием DAMA. Дверь была заперта, и никого поблизости не было. «Это очень замкнутое сообщество, – сказал мне Колейн. – Я лично не знаком ни с кем из участвующих в эксперименте физиков».

Группа Бернабеи уже более 20 лет занимается изучением взаимодействия элементарных частиц в сверхчистых кристаллах йодида натрия. И вот уже более 20 лет участники группы заявляют об изменении частоты обнаруживаемых событий в течение года – в начале июня их наблюдается примерно на 5 % больше среднего, а в начале декабря – на 5 % меньше. И так раз за разом, из года в год.

Исходя из интуитивных соображений можно сказать, что такого рода годичная модуляция не должна возникать в случае любого из известных фоновых источников, будь это космические лучи, порожденные мюонами нейтроны или бета– или гамма-лучи как результат естественной радиоактивности. Частота проявления этих частиц не меняется со временем. А вот в случае частиц темной материи вроде вимпов как раз естественно ожидать такого рода сезонные изменения. Как вы уже знаете из предыдущей главы, Солнечная система движется в нашей Галактике сквозь гало темной материи со скоростью около 220 км/с. При этом наша родная планета еще и обращается вокруг Солнца с периодом в один год со значительно меньшей скоростью, чуть меньше 30 км/с, и как раз в июне эти две скорости более или менее складываются, результатом чего является бо́льшая скорость обдувающего землян «ветра» из темной материи. Как следствие, частота актов взаимодействия темной материи в земном детекторе должна быть в это время немного больше средней. В начале декабря Земля движется в противоположном направлении, и частота актов взаимодействия должна быть меньше.

Если коротко, то группа DAMA утверждает, что наблюдает эту сезонную вариацию в получаемых ими данных, но никто больше не считает их результат убедительным доказательством обнаружения темной материи – в первую очередь из-за отсутствия независимого подтверждения заявленной вариации в других экспериментах. Да и скрытность не добавляет им доверия.

Попытки прямого обнаружения частиц темной материи начали предприниматься только в середине 1980-х годов, после того как постдок Гарвардского университета Кэтрин Фриз встретила на конференции в Иерусалиме польского физика Анджея Дрюкера, который занимался методами регистрации солнечных нейтрино. Физикам пришла в голову мысль, что похожим образом можно обнаружить вимпы – самых популярных кандидатов на роль темной материи^2.

Вимпы в галактическом гало время от времени вступают в слабое взаимодействие с атомными ядрами, и на основе нескольких предположений о свойствах вимпов нетрудно рассчитать ожидаемую частоту событий для разных потенциальных частиц холодной темной материи. Совместно с Дэвидом Сперджелом – в то время студентом магистратуры в Гарвардском университете – Дрюкер и Фриз выполнили соответствующие вычисления для фотино и нейтралино (частиц, предсказанных описанной в главе 10 теорией суперсимметрии), а также для гипотетических частиц с прикольными названиями вроде технибарионов, космионов, фамилонов и зеркальной материи.

Трио физиков-теоретиков написали в статье, опубликованной в июньском номере журнала Physical Review D в 1986 году: «Если недостающая масса в нашей Галактике состоит из массивных частиц, вступающих в [слабое взаимодействие], то эти частицы можно обнаружить с помощью перегретых сверхпроводящих коллоидных детекторов (superheated superconducting colloid detectors, SSCD)»3. Это было уверенное предсказание с четкими целями, и экспериментаторы приняли вызов.

Например, в Калифорнии Бернар Садуле, Дэвид Колдуэлл и Блас Кабрера приступили к реализации проекта CDMS, используя на начальном этапе в качестве материала мишени кристаллы германия^4. Первые результаты были опубликованы в 1988 году. Группе не удалось обнаружить темную материю, но этот нулевой результат исключил некоторых наиболее экзотических кандидатов и позволил получить важные оценки верхних пределов для характеристик взаимодействий вимпов.

Проект CDMS фактически стартовал в 1990-х годах после того, как Садуле основал Центр астрофизики элементарных частиц в Беркли – именно там в 1995-м стал работать Ричард Гейтскелл. Группа методично строила все более крупные детекторы на основе кристаллов германия и кремния и в конце концов в 2003 году разместила установку CDMS II в заброшенном железном руднике Судан в штате Миннесота.

К этому времени в гонку за темной материей вступили многие другие группы, использовавшие аналогичные технологии. Здесь стоит упомянуть эксперимент EDELWEISS на основе кристаллов германия – этот детектор был на рубеже веков установлен в подземной лаборатории Модан в автомобильном тоннеле Фрежюс, проходящим под франко-итальянской границей^5. А как мы уже знаем из предыдущей главы, для такого рода экспериментов использовались не только криогенные кристаллы, но также и жидкие благородные газы.

После статьи Дрюкера, Фриз и Сперджела в Physics Review D все кому не лень бросились создавать программы по поиску темной материи, и во второй половине 1990-х годов возникло ощущение, что загадка будет решена за пару лет.

В своей обстоятельной статье 1986 года авторы предсказали не просто ожидаемую частоту взаимодействий вимпов, но также и то, что сила «ветра темной материи» должна меняться в зависимости от времени года. «Движение Земли вокруг Солнца должно вызывать четко выраженную модуляцию сигнала зарегистрированных кандидатов частиц гало. Эта модуляция будет заметна для любого детектора темной материи с разумным разрешением по энергии… такого рода модуляция сигнала станет дополнительным подтверждением [реальности] обнаружения».

И вот тут как раз стоит вспомнить эксперимент DAMA Риты Бернабеи^6.

Руководитель проекта «Криогенный поиск темной материи» (Cryogenic Dark Matter Search) Дэн Бауэр извлекает детекторы на основе кристаллов германия и кремния из установки CDMS II в железном руднике Судан в штате Миннесота

Бернабеи родилась в 1949 году и с 1986-го работала в Римском университете Тор Вергата. Она основала проект DAMA вместе со своим младшим коллегой Пьерлуиджи Белли в начале 1990-х годов, сразу же после запуска проекта CDMS. Но в отличие от детекторов CDMS, в которых использовался германий и кремний, в составе итальянской установки было девять 10-килограммовых сцинтилляционных детекторов с материалом мишени в виде йодида кремния с примесью сверхчистого таллия, известного как NaI(Tl). Установка DAMA/NaI была защищена от помех, вызванных естественной радиоактивностью окружающих горных пород, 10-сантиметровым слоем меди, 15-метровым слоем свинца и метровым слоем бетона, и размещена в лаборатории Гран-Сассо вне досягаемости большинства видов космических лучей.

Первое сообщение о предварительных результатах проекта DAMA в сентябре 1997 года стало сенсацией. На Первой Международной конференции по физике элементарных частиц и ранней Вселенной в Амблсайде, в живописном Озерном крае в Северной Англии, Бернабеи и Белли с коллегами заявили об обнаружении в полученных ими данных признаков сезонной модуляции^7. Хотя анализ опирался на данные, которые охватывали лишь 10 суток летних и около четырех недель зимних наблюдений, было похоже, что количество зарегистрированных установкой DAMA событий летом было немного больше, а зимой – немного меньше, как и следовало ожидать в случае реального «вимпового» сигнала.

Вы, наверное, думаете, что физики и космологи обеими руками ухватились за полученный в проекте DAMA результат. В конце концов, ученые уже несколько десятилетий бились над загадкой темной материи, и поэтому любой намек на ее прямое обнаружение, пусть даже незначительный, должен был стать поводом для ликования и торжества. Но участники конференции встретили сообщение скептически. Какую долю наблюдавшихся установкой DAMA сцинтилляционных вспышек можно отнести на счет вимпов? Какова статистическая значимость результата? Нельзя ли для наблюдаемого эффекта найти менее экзотическое объяснение? А не могли бы вы представить исходные необработанные данные, чтобы мы могли их сами проанализировать?

Не стоит удивляться такому отсутствию энтузиазма и сожалеть по поводу, на первый взгляд, враждебного отношения научного сообщества к результатам DAMA – так устроена наука. Вы не можете принять результат на веру просто потому, что он вам нравится. Каждое заявление такого рода нуждается в тщательной проверке. И ничто ничего не значит в отсутствие независимой проверки. Даже сами члены группы DAMA, публикуя в 1998 году свои первые результаты, старались выражаться весьма аккуратно: «Учитывая как трудности такого рода поисков (sic!), так и степень важности положительного результата, следует проявлять осторожность».

Но эксперимент DAMA/NaI продолжался, шли месяцы, потом годы, а эффект не исчезал. Наоборот, по мере получения новых данных модуляция становилась все более выраженной: эта была идеальная синусоида с минимумом около 2 декабря – в точности, как предсказывали Дрюкер, Фриз и Сперджел для «вимпового ветра». При публикации в 2003 году результатов анализа своих наблюдений за семь лет группа Бернабеи выражала гораздо бо`льшую уверенность в правильности полученных ими выводов, утверждая, что «имеются веские доказательства наличия вимпов в галактическом гало»8.

В дальнейшем установка DAMA/NaI была еще усовершенствована, и новая версия получила название DAMA/LIBRA (LIBRA расшифровывается как Large sodium Iodide Bulk for RAre processes – «Большая масса иодида натрия для редких процессов»). Благодаря использованию 25 кристаллов вместо прежних девяти и общей массе вещества мишени почти 250 килограммов новая установка стала намного чувствительнее, а свидетельства сезонных изменений частоты событий – гораздо убедительнее. Максимум в начале июня, минимум в начале декабря, и так год за годом.

Но отношение большинства физиков оставалось скептическим. Если DAMA/LIBRA действительно «видит» темную материю, то почему на других установках ничего не обнаруживается? Конечно, имелись некие намеки в результатах других экспериментов, но они выглядели не слишком убедительными и вполне могли быть вызваны фоновыми процессами. К тому же со временем выводы группы DAMA/LIBRA стали все больше противоречить нулевым результатам программы XENON Елены Априле, которая осуществлялась в той же лаборатории Гран-Сассо и с каждой очередной установкой обеспечивала все более высокую чувствительность. При этом Бернабеи все так же отказывалась предоставлять доступ к исходным данным своего эксперимента, и ее группа так ни разу и не опубликовала собственные оценки частоты фоновых событий вроде регистрации космических лучей.

Разумеется, как скептики, так и сами члены группы DAMA пытались найти объяснение модуляции сигнала без привлечения темной материи. Кто знает, быть может, все дело в каком-то совершенно обычном сезонном эффекте вроде незначительных изменений температуры или атмосферного давления. Если дело не в темной материи, то должно быть другое объяснение. В конце концов, мы имеем дело с физикой, а не с магией.

Но, как ученые ни старались, им не удалось найти альтернативное объяснение отчетливо выраженной синусоиде с максимумом в июне и минимумом в декабре. Ничего не подходит. Как отметила Бернабеи с коллегами в опубликованной в 2013 году статье о результатах первого этапа проекта DAMA/LIBRA, «уже на протяжении более десятка лет никто не смог обнаружить или предложить систематические [эффекты] или побочные реакции, способные породить аналогичную наблюдаемой [модуляцию]»9. Через пять лет группа Бернабеи обнаружила такую же сезонную модуляцию в данных второго этапа эксперимента, начатого в 2011 году после очередного (не очень значительного) усовершенствования установки^10.

Вот как обстоят дела. Почти 30 лет Рита Бернабеи занималась усовершенствованием приборов, анализировала данные, публиковала статьи, выступала с докладами на конференциях и спорила со своими критиками. Случались препятствия и утраты. В начале 2015 года умер ее муж и сотрудник итальянский физик Силио д’Анджело. Самой Бернабеи уже давно пора на пенсию, но она не сдается.

И до сих пор отказывается разговаривать с журналистами.

На мое письмо, в котором я спрашивал, что она думает по поводу противоречащего ее выводам отсутствия зарегистрированных сигналов в других экспериментах, я получил от нее довольно формальный ответ: «Полученные результаты невозможно сравнить модельно-независимым образом. Для сравнения требуется рассмотрение обширного набора астрофизических моделей в сочетании с моделями физики элементарных частиц и ядерной физики, не говоря уже о множестве экспериментальных и теоретических погрешностей. В некоторых случаях имеют место различия в методических процедурах».

Я бы не назвал это «большей информационной открытостью».

Попытки убедительно подтвердить или опровергнуть результаты DAMA/LIBRA до сих пор не были особо успешными. В идеале другая группа должна провести очень похожий эксперимент в другом месте, чтобы проверить, наблюдается ли там такая же сезонная модуляция. А если провести контрольный эксперимент в Южном полушарии, то можно еще и исключить возможные эффекты, связанные со сменой времен года.

Кажется, все очень просто, но попробуйте на практике достичь уровня, в основе которого лежит 30 лет опыта и разработки соответствующей технологии. В декабре 2010 года группа под руководством физика Рейны Маруямы из Висконсинского университета установила два сцинтилляционных детектора на основе йодида натрия на Южном полюсе на глубине 2,5 километров в толще антарктического льда, воспользовавшись инфраструктурой, задействованной для проведения завершающего этапа строительства нейтринной обсерватории IceCube. Наблюдения на установке, которая получила название DM – Ice, ведутся до сих пор, но этот эксперимент был задуман для отработки методики, и из-за недостаточной чувствительности установка не в состоянии зарегистрировать ничего интересного.

Маруяма, которая сейчас работает в Йельском университете, планирует в 2022 году разместить в толще льда гораздо более крупные и намного более чувствительные блоки детектора NaI(Tl), воспользовавшись бурением новых каналов для запланированной модернизации детектора IceCube^11. Пока что ее группа присоединилась к проекту COSINE‑100 в подземной лаборатории Янъян в Южной Корее – аналоге проекта DAMA с восемью кристаллами йодида натрия с примесью таллия общей массой немногим более 100 килограммов (отсюда и число в названии проекта). Наблюдения на COSINE‑100 начались в октябре 2016 года, а первые предварительные результаты были опубликованы в декабре 2018-го^12. Но как пишут участники проекта в опубликованной в журнале Nature статье: «Для окончательного подтверждения или опровержения результатов DAMA потребуются ряды наблюдательных данных за несколько лет».

То же самое относится к эксперименту ANAIS (Annual modulation with NaI Scintillators – «Сезонная модуляция с сцинтилляторами на основе NaI») в подземной лаборатории в Канфранке в Испанских Пиренеях. Опубликованные в 2021 году данные, полученные за первые три года работы установки ANAIS, не показывают наличия какой бы то ни было сезонной модуляции частоты зарегистрированных событий, но статистическая значимость предварительных результатов довольно низкая^13.

Готовится еще один «контрольный эксперимент» под названием SABRE^14. Идея состоит в запуске двух идентичных копий детектора, аналогичного DAMA: одну предполагается разместить в Гран-Сассо, а другую – в Южном полушарии в золотом руднике Стоуэлл в австралийском штате Виктория. На момент написания этой книги итальянская половина проекта SABRE все еще находится на этапе проверки и подтверждения концепции, а создание подземной физической лаборатории в Стоуэлле столкнулось с множеством задержек. Наука – дело не просто трудное, но еще и неспешное.

Через 30 лет после публикации статьи Анджея Дрюкера, Кэтрин Фриз и Дэвина Сперджела о перспективах прямого обнаружения вимпов в галактическом гало истинная природа темной материи остается все так же покрыта тайной. И хотя физики создали множество разнообразных чувствительных установок, разместив их во всех доступных им рудниках, шахтах, пещерах и туннелях, проект DAMA/LIBRA до сих пор остается единственным проектом, участники которого заявляют о наблюдении сезонной модуляции частоты взаимодействий частиц – напомню, что это возможный признак ожидаемого сезонного изменения скорости «вимпового ветра».

Но у этого предполагаемого потока темной материи есть еще один важный параметр, который ученые очень бы хотели измерить. Как и у любого воздушного потока, у вимпового ветра есть не только скорость, но и направление. Наша Солнечная система обращается вокруг центра Галактики и в данный момент движется в сторону яркой звезды Вега в созвездии Лиры. Поэтому «вимповый ветер» должен дуть преимущественно из этой области неба.

Регистрация столкновения между частицей и атомным ядром не позволяет определить, откуда эта частица прилетела. Если бы физики могли измерять направление прилета для любого зарегистрированного события, то было бы намного легче отличать вимпы от фоновых событий и тем самым убедительно доказать существование темной материи: согласно теоретическим моделям, число частиц темной материи, приходящих со стороны Веги, должно быть в 10 раз больше числа частиц, приходящих с противоположного направления.

Лучший – а на самом деле единственный – способ узнать, откуда прилетел столкнувшийся с атомным ядром вимп, состоит в определении направления отскока этого ядра. К сожалению, большинство ядер до своей остановки успевают сместиться лишь на несколько нанометров. Это меньше одной десятитысячной толщины человеческого волоса – совершенно неразличимая величина. Но если вещество мишени имеет очень низкую плотность – например, это не твердый кристалл или плотная жидкость, а разреженный газ, то потревоженное ядро успеет до своей остановки пройти больший путь. Благодаря этому треки ядер могут достигать длины в несколько микрон, и их уже можно различить с помощью современных детекторов.

Разумеется, вероятность столкновения частицы темной материи с атомным ядром в разреженном газе намного меньше, чем в твердом кристалле, поэтому для того, чтобы вообще что-то обнаружить, нужна установка объемом в четыре плавательных бассейна. Пока что никто смог построить столь громадный детектор (не забудьте, что он должен располагаться глубоко под землей!), но в руднике Булби в Северной Англии уже работает небольшой опытный образец под названием DRIFT (Directional Recoil Identification from Tracks – «Определение направления отдачи по трекам»). В будущем с помощью гораздо более крупного варианта установки можно будет определить, откуда дует «вимповый ветер», – конечно, если частицы темной материи вообще будут обнаружены.

Если вы уже под впечатлением от изобретательности физиков-экспериментаторов, приготовьтесь переварить следующую невероятную идею: охотники за темной материей скооперировались с генетиками, чтобы использовать в качестве детектора направления ДНК человека. Не бойтесь, речь не идет о генетически модифицированных организмах, излучающих зеленое свечение при попадании в них вимпа (но это, пожалуй, тоже неплохая идея), хотя впервые описанные в 2014 году биологические детекторы – вполне себе гениальное изобретение.

Как пишет Фриз в своей книге «Космический коктейль» (The Cosmic Cocktail), все началось с безумного плана ее бывшего сотрудника Дрюкера^15. Польскому физику пришла в голову мысль, что в качестве вещества мишени в трековой камере (устройстве для отслеживания трехмерных траекторий энергичных частиц) можно использовать ДНК. Недолго думая, Дрюкер и Фриз начали обсуждать биологические тонкости со всемирно известными генетиками Чарльзом Кантором и Джорджем Черчем, и вскоре стало ясно, что, несмотря на многочисленные проблемы, эта идея вполне может сработать.

Все довольно просто. На листе золотой фольги размещаются тысячи совершенно одинаковых детекторных блоков – своего рода «висящий лес» одинаковых цепочек ДНК. (Представьте себе нечто, напоминающее душевую лейку со множеством отдельных струй.) Прилетевший вимп выбивает ядро атома золота из фольги толщиной всего несколько нанометров. После этого тяжелое ядро до своей остановки проходит несколько микрон сквозь «лес ДНК».

Главное тут то, что ДНК очень уязвима. Сразу же после попадания энергичного ядра золота в длинную молекулу цепочка оказывается рассечена надвое, и нижняя половина падает на фольгу. С помощью обычного в молекулярной биологии метода под названием «полимеразная цепная реакция» (он же используется в ПЦР-тестах на ковид) можно быстро получить миллиарды копий каждого отколовшегося фрагмента ДНК для дальнейшего подробного исследования. А поскольку у каждой цепочки ДНК своя уникальная последовательность оснований, ученые могут точно определить место, где висящая цепочка была разорвана надвое. Эта «вертикальная координата» в сочетании с положением сегмента ДНК на фольге позволяет реконструировать трехмерную траекторию отскочившего ядра атома золота с точностью до нанометра. А отсюда уже получаем направление прилета вимпа.

Это потрясающая идея. Дрюкер, Фриз, Кантор и Черч вместе со Сперджелом, физиком Алехандро Лопесом и биологом Такеши Сано изложили свою задумку в Сети летом 2012 года, описав ее подробнее в статье, опубликованной в 2014-м в журнале International Journal of Modern Physics A^16. Правда, до создания реально работающего детектора темной материи на основе ДНК еще очень далеко.

Пока что никому не удалось измерить направление «вимпового ветра». Да к тому же физики еще не пришли к единому мнению о самом факте обнаружения ожидаемой сезонной модуляции скорости «ветра». В этом отношении эксперимент DAMA до сих пор стоит особняком. Ответ завис, ну прямо как поется в песне Боба Дилана.

Кстати о Бобе Дилане – может быть, нам надо постараться достучаться до небес [23]. В конце концов, наша родная планета – не говоря уже о физическом эксперименте в подземной лаборатории – это слишком маленькая поисковая зона, чтобы были шансы обнаружить частицы темной материи. В космосе гораздо больше места и гораздо больше таинственного вещества, чем можно надеяться встретить тут на Земле. А что, если огромное количество частиц темной материи, которые, как мы полагаем, затаились в центре нашей Галактики, выдадут свое присутствие посредством какого-то исключительно редкого взаимодействия? Нельзя ли использовать весь Млечный Путь в качестве исполинского детектора частиц?

И снова пришло время направить наши взоры на небо.

20. Вестники из далекого космоса

3 февраля 2020 года 43-летний пользователь Twitter [24] разместил в этой сети селфи с подписью «Я на работе, проверяю [канализацию] на предмет утечек»1. Пост может показаться ничем не примечательным, если не считать того, что человек этот – итальянский астронавт Лука Пармитано. Твит был отправлен с Международной космической станции, а на фотографии Пармитано запечатлен во время его четвертого за 10 недель выхода в открытый космос. «Канализация», о которой идет речь, – это состоящая из трубок система охлаждения эксперимента по поиску частиц антивещества и темной материи стоимостью 2 миллиарда долларов.

Благодаря выполненному Пармитано и астронавтом НАСА Эндрю Морганом ремонту удалось продлить срок службы магнитного альфа-спектрометра (Alpha Magnetic Spectrometer, AMS), установленного снаружи станции в мае 2011 года – к огромной радости нобелевского лауреата Сэмюэла Тинга, который уже 25 лет руководил этим проектом. Во время интервью в Zoom из своего дома на Восточном побережье США Тинг сказал мне, что он уверен в том, что до 2028 года магнитный альфа-спектрометр сможет дать окончательный ответ на вопрос о природе темной материи^2.

Описанные в предыдущих двух главах детекторы темной материи размещены в лабораториях, расположенных глубоко под землей, чтобы защитить их от помех, вызванных частицами космических лучей. В космосе космические лучи повсюду, поэтому прибор AMS не может непосредственно обнаружить темную материю так, как это пытаются сделать в ходе экспериментов с кристаллами или ксеноном. Вместо этого расчет делается на поиск частиц антивещества, которые могут порождаться в результате аннигиляции темной материи. Полученные до сих пор результаты оказались, безо всякого преувеличения, удивительными и потрясающими.

Физики знают о существовании антиматерии с 1932 года. У каждого вида элементарных частиц есть соответствующая ему античастица с такой же массой, но с противоположным электрическим зарядом и магнитным моментом. Но частицы темной материи имеют нулевой заряд и, согласно большинству моделей, также и нулевой магнитный момент. Поэтому они могут сами себе быть античастицами и при столкновении взаимно аннигилировать. Как следует из формулы E = mc^2, выделяемая при аннигиляции энергия порождает целый каскад пар «обычная частица – античастица», включая протоны (ядра атомов водорода) и антипротоны, а также электроны и позитроны (антиэлектроны).

Физиков не удивишь наличием пар «частица – античастица» в космосе. Например, такие пары порождаются при столкновении выбрасываемых при взрывах сверхновых быстро несущихся атомных ядер с атомами межзвездной среды. Но обнаружение избыточного количества высокоэнергичных антипротонов и позитронов может свидетельствовать о присутствии аннигилирующей темной материи. Именно из-за этой возможности физики занимаются активными поисками антиматерии в космических лучах – непрерывном потоке всевозможных энергичных частиц, который обрушивается на нас из космоса. Но такой поиск невозможно проводить на земле. При попадании в земную атмосферу космические лучи порождают ливни вторичных частиц, и наземные детекторы не годятся для выяснения природы первичных частиц. Если хотите поохотиться на космическую антиматерию, то придется обзавестись магнитом и отправиться в космос.

И тут на сцену выходит специалист по физике элементарных частиц Сэмюэл Чжаочжун Тинг. Он родился в США, а детство провел в Китае и на Тайване. Тинг вернулся в США в 1956 году, когда ему было 20 лет, и с 1969-го работает в Массачусетском технологическом институте. В 1976 году он вместе с Бертоном Рихтером из Стэнфордского центра линейного ускорителя получил Нобелевскую премию за независимое открытие удивительно долгоживущего J/ψ-мезона – первой элементарной частицы, содержащей очарованный кварк и очарованный антикварк. Тинга очень расстроило решение Конгресса в 1993 году прекратить финансирование проекта создания сверхпроводящего суперколлайдера – исполинского ускорителя, который стал бы залогом будущего изучения элементарных частиц в США, – Тинг решил сменить область исследований и переключился на космос и поиски антиматерии.

И так удачно получилось, что в том же 1993 году НАСА вместе с рядом других космических агентств договорились о сотрудничестве с целью строительства будущей Международной космической станции (МКС). Ну а раз фундаментальные исследования были заявлены как одно из главных оправданий траты огромной суммы денег налогоплательщиков на создание, запуск, сборку и эксплуатацию МКС, то представлялось логичным использовать будущую космическую лабораторию в качестве платформы для задуманного Тингом высокоточного массивного и энергозатратного магнитного спектрометра. Это стало бы образцовым примером использования космической станции для научных целей.

Как и в любом наземном детекторе, в магнитном альфа-спектрометре предполагалось применить целый ряд технологических методов для измерения массы, заряда, скорости и энергии практически каждой прошедшей сквозь него частицы. В основе эксперимента огромный 1200-килограммовый магнит, поле которого в 3000 раз сильнее земного магнитного поля, он должен искривлять траектории электрически заряженных частиц, позволяя отличать положительно и отрицательно заряженные. А поскольку все технические решения были совершенно новыми, перед установкой инструмента на МКС для долгосрочной работы надо было опробовать технологию, отправив прибор в полет на шаттле.

Большинство людей не могут начать какое-нибудь дело, а Сэм Тинг, как только план созрел у него в голове, уже не мог остановиться. Он заручился поддержкой и сотрудничеством администратора НАСА Дэниэла Голдина, получил начальное финансирование от министерства энергетики и собрал международную группу ученых из 16 стран. Проект AMS был одобрен в апреле 1995 года. Первый вариант детектора антиматерии, детали которого изготавливались в разных институтах в Европе и Азии, был собран в ЦЕРНе менее чем за три года.

2 июня 1998 года Тинг наблюдал за запуском в космос прибора AMS‑01 на борту шаттла «Дискавери», который отправлялся в свой последний полет. Шаттл летел к российской орбитальной станции «Мир», но AMS‑01 работал из грузового отсека челнока. Прибор показал себя великолепно, несмотря на проблемы с передачей данных во время этого полета «Дискавери». В ходе эксперимента были даже получены неожиданные научные результаты – в частности, был обнаружен избыток низкоэнергичных позитронов. Результаты эксперимента были опубликованы в 2000 году в журнале Physics Letters B^3.

Первоначальный план состоял в том, чтобы отправить этот же прибор – или как минимум его очень точную копию – на МКС. Но до завершения строительства МКС оставалось много лет, и поэтому у группы Тинга оставалось полно времени для улучшения конструкции устройства. Созданная в результате новая версия прибора – AMS‑02 – была размером 5 × 4 × 3 метра (она, пожалуй, не поместилась бы в вашей гостиной) и весила 7,5 тонны – почти в два раза больше своего предшественника^4. В общей сложности детекторы этого огромного инструмента насчитывали 50 000 оптических волокон и 11 000 фотодатчиков. Прибор AMS‑02 с его 300 000 электронными каналами и 650 быстрыми микропроцессорами выдавал данные со скоростью 7 гигабит в секунду при энергопотреблении 2,5 киловатта. Запуск был запланирован на 2005 год.

Но 1 февраля 2003 года случилась катастрофа – при входе в атмосферу шаттл «Колумбия» разрушился и погиб весь экипаж из семи человек. В следующем году администрация Джорджа Буша – младшего внесла изменения в программу шаттлов, и все последующие полеты предполагалось осуществлять только для обеспечения работы МКС и доставки запасных частей, а сразу же после завершения строительства космического аванпоста эксплуатация челноков должна быть прекращена. И все, никакого больше специального полета для эксперимента AMS.

Тинг был подавлен. Прибор AMS был сконструирован так, чтобы поместиться в грузовом отсеке шаттла. Без шаттла его запуск был невозможен. Тинг попытался убедить нового администратора НАСА Майкла Гриффина добавить еще один полет в программу запусков шаттлов, но Гриффин по закону не имел права действовать вопреки указаниям Белого дома.

Все крупнейшие средства массой информации сообщили о решении прекратить проект AMS. Как вспоминает Тинг: «И только когда до конгрессменов дошло, что теперь на МКС не останется крупных научных проектов, научный потенциал прибора AMS и американская традиция соблюдения международных договоров получили двухпартийную поддержку». Благодаря упорству Тинга НАСА в конце концов приняло решение включить дополнительный полет в программу шаттлов, и это решило судьбу магнитного альфа-спектрометра. Мечте Тинга все же суждено было сбыться.

AMS‑02 был отправлен к Международной космической станции 16 мая 2011 года – это был 25-й и последний полет шаттла «Эндевор». Спустя трое суток экипаж космического корабля с помощью роботов-манипуляторов самого шаттла и МКС установили гигантский инструмент на третьем сегменте центральной фермы космической станции. Сбор данных начался практически сразу же после установки и продолжается до сих пор.

Когда спектрограф AMS был запущен в космос, то он уже был не единственным таким прибором. Международный коллектив под руководством итальянских ученых также создал детектор антиматерии под названием PAMELA (Payload for Antimatter-Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics – «Нагрузка по исследованию антиматерии и астрофизики легких ядер»). Этот детектор размером с большую бочку и весит менее 500 килограммов – гораздо меньше AMS – и к тому же не такой чувствительный, но наблюдения на нем ведутся с июня 2006 года – PAMELA была запущена в качестве дополнительной полезной нагрузки на российский спутник дистанционного зондирования «Ресурс-ДК1». Сможет ли Давид победить Голиафа в поиске посланников темной материи из космоса?

Группа эксперимента PAMELA представила первые предварительные результаты в августе 2008 года на конференциях в Филадельфии и в Стокгольме. (Полный анализ данных за два года работы детектора был опубликован в журнале Nature в апреле 2009-го^5.) Детектор PAMELA проработал гораздо дольше, чем магнетограф AMS‑01, и поэтому успел зарегистрировать достаточное количество редких высокоэнергичных частиц, чтобы ученые смогли сделать вывод о том, что избыток позитронов, о котором в 2000 году сообщила группа Тинга, имеет место и на энергиях выше 10 гигаэлектронвольт (то есть миллиардов электроновольт, или ГэВ).

Новые результаты стали сенсацией. Откуда появились все эти антиэлектроны в космическом пространстве? Ну конечно же, в результате аннигиляции темной материи! Как сказал корреспонденту журнала Nature специалист по элементарным частицам Дэн Хупер из Чикагского университета: «Если это так, то мы имеем дело с великим открытием»6. Правда, и в этом случае нельзя было полностью исключить другие возможные механизмы. Антиматерия может порождаться в высокоэнергичных окрестностях пульсаров – быстровращающихся и сильно намагниченных нейтронных звезд.

Магнитный альфа-спектрометр (AMS), установленный на ферме Международной космической станции

Но такое воодушевление в 2008 году по поводу возможности косвенного обнаружения темной материи в космосе имело еще одну причину. 11 июня НАСА запустило «Космический гамма-телескоп Ферми», названный в честь итальянского и американского физика Энрико Ферми^7. Благодаря огромному полю зрения, охватывающему почти 20 % небесной сферы, широкоугольный телескоп «Ферми» мог бы обнаружить гипотетическое гамма-свечение темной материи в центре нашей Галактики.

Разумеется, темная материя темна, и от нее не должно исходить никакое электромагнитное излучение. Но при ее аннигиляции порождаются фотоны высоких энергий – непосредственно (вспомним формулу E = mc^2) или в результате сложной цепочки распада, завершающейся рождением пар «частица – античастица». Поскольку предполагается, что плотность темной материи в нашей Галактике максимальна в районе галактического центра, то именно в этом направлении стоит ожидать наиболее сильного аннигиляционного сигнала.

Дуглас Финкбейнер из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики очень хотел узнать о полученных обсерваторией Ферми результатах. Его тогдашняя аспирантка, а теперь доцент физики в Массачусетском технологическом институте, Трейси Слатьер, вспоминает, как нестерпимо было ему ждать, когда группа Ферми объявила, что 25 августа 2009 года выложит в общий доступ данные за первый год наблюдений: «Даг вычислил адрес интернет-страницы, на которой должна будет появиться ссылка на данные. Он постоянно обновлял эту страницу, чтобы быть уверенным, что мы сможем приступить к анализу данных при первой же возможности»8. Благодаря этому Гарвардская группа приступила к выгрузке данных, пока возможные конкуренты еще даже не знали о том, что они доступны.

Слатьер вместе с Финкбейнером, постдоком Грегом Доблером и физиками Илиасом Холисом и Нилом Вайнером из Нью-Йорка действительно обнаружили избыток гамма-излучения из галактического центра – они назвали его «туманом Ферми». Слатьер все время думала о темной материи, хотя в сообщении об открытии, опубликованном на сервере препринтов arXiv 26 декабря, об этой возможности упоминалось лишь вскользь. Дело в том, что избыток гамма-излучения мог также быть связан с процессом под названием «обратное комптоновское рассеяние», при котором фотоны приобретают очень большую энергию в результате столкновения с релятивистскими частицами. Но даже в этом случае такие частицы должны откуда-то появляться – это вполне могут быть электроны и позитроны, порождаемые при аннигиляции темной материи.

Окончательная версия статьи про «туман Ферми» была опубликована в июле 2010 года в The Astrophysical Journal^9. Но к этому времени все стало еще интереснее. Согласно первым результатам, «туман Ферми» выглядел похожим на куриное яйцо, но в начале 2010 года, когда группа Финкбейнера выполнила более изощренный анализ большего объема полученных обсерваторией данных, оказалось, что форма источника избыточного гамма-излучения больше напоминает восьмерку – вертикальную лемнискату. Выглядело так, будто галактический центр «выдувал» в окружающее пространство два больших пузыря в противоположных направлениях вдоль оси вращения.

Финкбейнер, Слатьер и аспирант Мен Су объявили об открытии «пузырей Ферми» в статье, размещенной 29 мая на сервере препринтов arXiv. Когда 9 ноября Гарвардский университет выпустил пресс-релиз, сопроводив его впечатляющим рисунком с изображением гигантских пузырей, это стало мировой сенсацией. Окончательная версия статьи была опубликована в номере The Astrophysical Journal от 1 декабря^10.

Что же там такое происходит в центре нашей Галактики? Какой механизм мог породить два огромных гамма-пузыря, каждый поперечником около 25 000 световых лет, расположенных над и под галактической плоскостью? Последующие наблюдения убедительно показали, что эти пузыри являются результатом быстрого истечения вещества, скорее всего, вызванного взрывом в галактическом центре, который мог произойти несколько миллионов лет назад. Высокоэнергичные электроны и другие заряженные частицы порождают гамма-излучение посредством упомянутого выше процесса обратного комптоновского рассеяния.

Сначала Слатьер была несколько разочарована, узнав, что пузыри, скорее всего, не стали ключом к отгадке великой тайны: «Было бы невероятно эффектно, если бы пузыри Ферми объяснялись темной материей». Но, опять-таки, при поиске в данных «Ферми» трудноуловимого – а возможно, и даже несуществующего – сигнала аннигиляции темной материи следует рассмотреть все прочие возможные механизмы гамма-излучения. Как написали трое ученых в своей статье, «чтобы использовать данные наблюдений гамма-излучения в центральной части Галактики для исследования физики темной материи, необходимо понять [происхождение] пузырей».

Такого же мнения придерживался и Дэн Хупер из Чикагского университета^11. Выполненный им независимый анализ данных «Ферми» позволил выявить дополнительный избыток гамма-излучения с относительно низкой энергией (всего несколько ГэВ) в гораздо меньшей по размеру области примерно сферической формы вокруг галактического центра. Эта дополнительная концентрация гамма-излучения выглядела никак не связанной с пузырями и, по-видимому, порождена в результате другого механизма. После того, как Хуперу удалось убедить Слатьер в правильности полученных им результатов, они в 2013 году опубликовали совместную статью в онлайн-журнале Physics of the Dark Universe^12.

А что, если причиной этого избытка гамма-излучения низкой энергии действительно является аннигиляция темной материи? Или мы просто принимаем желаемое за действительное? Источником избытка может быть и большая популяция миллисекундных пульсаров с очень быстрым вращением, скорость которого достигает нескольких сотен оборотов в секунду, но каким образом эти экзотические объекты могли оказаться так далеко от плоскости Галактики на расстояниях до 10 000 световых лет от галактического центра?

Проблема все еще далека от решения. Было выдвинуто много веских доводов против объяснения избытка гамма-излучения проявлениями темной материи, но в последнее время появилось также много веских доводов против этих доводов. В 2017 году миллисекундные пульсары большинством считались наиболее подходящим объяснением. Но через два года Слатьер в совместной статье с Ребеккой Лин из Массачусесткого технологического института пришли к выводу, что «в конечном счете, по-видимому, именно темная материя является главным источником избытка [гамма-излучения] галактического центра»13.

Пульсары или темная материя? По словам специалиста по космической микрофизике Мерсе´дес Паниччиа из Женевского университета, участвовавшей в создании кремниевых датчиков для прибора AMS‑02, этот же вопрос не дает покоя теоретикам международной группы магнитного альфа-спектрометра. При планировании поездки в ЦЕРН в июне 2019 года я надеялся встретиться там с руководителем проекта AMS Сэмюэлом Тингом – он обычно проводит большую часть времени в европейской физической лаборатории. Но, по-видимому, он в это время уехал на какую-то конференцию. «Его трудно застать тут, – сказала мне Паниччиа при встрече, – но я могу вам все показать. Давайте встретимся у Центра управления полезной нагрузкой AMS – это корпус номер 946».

Расположенный в нескольких километрах от главного входа в ЦЕРН Центр управления полезной нагрузкой – это своего рода высокотехнологический научный нервный узел с постоянным персоналом^14. Физики и технический персонал работали за расположенными по двум сторонам помещения компьютерными мониторами. На размещенных на стенах огромных экранах велась прямая трансляция с МКС из Космического центра НАСА имени Линдона Джонсона в Хьюстоне. На громадной цифровой карте мира отслеживается текущее положение космической станции. А я не могу оторвать глаз от расположенного под картой большого монитора, на котором ведется счет зарегистрированных с начала работы AMS‑02 космических лучей. За время моего получасового пребывания светящееся красное число увеличилось с 139 767 027 021, когда МКС пролетала над Африкой, до 139 768 372 421, когда станция пересекала Тихий океан. «Это примерно 600 событий в секунду, – говорит Мерседес. – Большинство из них – протоны. На втором месте электроны, но мы также регистрируем многочисленные события, соответствующие более тяжелым атомным ядрам, антипротонам и позитронам». И, снова взглянув на счетчик, я не могу отделаться от мысли, что некоторые из этих событий могут быть следствием аннигиляции темной материи.

Во главе расположенного в центре стола для совещаний – табличка «Профессор Сэмюэл Ч. Ч. Тинг», и стоит пустое кожаное кресло с подлокотником. «Я не знаю, где он, – говорит Мерседес. – Он ужасно занятой человек».

Вернувшись домой, я не менее трех раз пытался связаться с Тингом, написав ему письма по разным адресам, но так и не получил ответа. «Договориться об интервью будет нелегко, – говорит мне специалист по изучению темной материи Сьюзан Башегмез. – Он ведь нобелевский лауреат». Личный помощник Тинга в Массачусетском технологическом институте Кристин Тайтус тоже ничем не может меня обрадовать: во время моей поездки по Восточному побережью в январе 2020 года он будет в командировке. Я уже готов был сдаться.

Наконец в сентябре 2020 года после очередной просьбы Тинг ответил мне. Да, он сможет дать интервью в Zoom позднее в этом месяце. Это оказалось аккурат в день сорокалетия моей свадьбы, но я был не против. Я ожидал, что мы поговорим около четверти часа, и заготовил короткий список вопросов. А вместо этого 84-летний физик устроил мне персональную полуторачасовую лекцию с презентацией из нескольких десятков слайдов. Своим характерным мягким голосом он говорил про физику элементарных частиц, антиматерию, технологию детекторов и политику. Попутно рассказывал интересные случаи из своей жизни: например, как он почти потерял надежду реализовать свой проект после отмены полета детектора AMS‑02 из-за катастрофы «Колумбии». Или как получил штраф в 245 долларов за превышение скорости, когда мчался в Космический центр Кеннеди, чтобы увидеть старт шаттла с детектором элементарных частиц. Или как он волновался перед запуском шаттла «Эндевор», боясь, что что-то пойдет не так и все эти годы работы окажутся потрачены зря.

Прошло 25 лет после того, как Сэмюэл Тинг впервые предложил вывести в космос большой детектор элементарных частиц, и, хотя на данный момент удалось зарегистрировать более 150 миллиардов частиц космических лучей, включая несколько миллионов позитронов, он все еще не готов объявить об открытии аннигилирующей темной материи. На вопрос, считает ли он, что полученные спектрометром AMS данные могут объясняться темной материей, Тинг отвечает: «Неважно, что я считаю. Данные дают основания так полагать, но это пока еще не доказательство».

Действительно, позитронов с энергиями от 3 до 1000 ГэВ гораздо больше, чем могут обеспечить обычные астрофизические процессы, и распределение позитронов по энергиям не совсем согласуется с данными гораздо менее масштабного эксперимента PAMELA, который был прекращен в 2016 году. Но результаты AMS не являются убедительным доказательством обнаружения распада темной материи: в принципе, причиной наблюдаемого избытка (впервые описанного в 2013 году в журнале Physical Review Letters) могут быть сравнительно немногочисленные высокоэнергичные пульсары в наших галактических окрестностях – к сожалению, в случае заряженных частиц невозможно определить направление, откуда они прилетели^15.

С другой стороны, AMS‑02 также обнаружил аналогичный избыток антипротонов, а энергии пульсаров недостаточно для порождения этих гораздо более массивных античастиц. Если бы позитроны и антипротоны порождались в результате двух разных механизмов, то было бы несколько странно – прямо-таки заговор природы – обнаружить у них одинаковый энергетический спектр. Если же оба вида антиматерии являются результатом аннигиляции темной материи, то естественно ожидать от них более или менее схожего поведения, что как раз и наблюдается в данных AMS‑02.

И снова – пульсары или темная материя. Ответ на этот вопрос может быть получен, когда AMS‑02 проработает еще какое-то время и, накопит больше данных наблюдений космических лучей и, соответственно, зарегистрирует больше частиц антиматерии с очень высокими энергиями. Вот почему Тинга так обрадовали четыре успешных выхода в открытый космос астронавтов Луки Пармитано и Эндрю Моргана, которые они выполнили с середины ноября 2019 года по конец января 2020-го. За прошедшие годы вышли из строя три из четырех насосов системы охлаждения спектрометра AMS, и астронавты заменили их все на новые, более мощные в ходе серии очень трудоемких и длительных ремонтных работ под пристальным взглядом Тинга, наблюдавшего за процессом из Центра управления полетами в Хьюстоне. И да, во время четвертого и последнего выхода в открытый космос Пармитано устранил протечку в одной из трубок системы охлаждения, или, как он в шутку назвал ее в своем твите от 3 февраля, канализации.

Международная космическая станция продолжит работать по крайней мере до 2028 года. К этому времени, по словам Тинга, спектрограф AMS‑02 зарегистрирует достаточное число частиц антивещества, чтобы можно было сравнить полученные данные с предсказанным энергетическим спектром аннигиляции темной материи в галактическом центре. А пока что ученые уже обсуждают перспективы запуска где-то около 2040 года гораздо более крупного и чувствительного космического детектора космических лучей, получившего предварительное название AMS‑100. Я считаю, что в случае его осуществления этот проект будет назван именем Сэма Тинга.

Трейси Слатьер и Дэн Хупер считают, что тайна избытка гамма-излучения из галактического ядра может быть разгадана в течение ближайших нескольких лет. В частности, они возлагают надежды на большие радиоастрономические обсерватории вроде многоантенного радиотелескопа MeerKAT в Южной Африке и будущего многоантенного радиотелескопа Square Kilometre Array (SKA – «[Антенная] решетка [площадью] в квадратный километр»). По словам Слатьер, «если в районе галактического центра действительно имеется большая популяция высокоэнергичных миллисекундных пульсаров, то глубокий радиообзор на радиотелескопе SKA должен ее обнаружить». По мнению Хупера, для получения наблюдаемого гамма-излучения из области галактического центра специалистам по пульсарам придется предположить наличие там целых трех миллионов таких источников. По его словам, «если радиотелескоп SKA ни одного такого объекта не обнаружит, то можно уверенно отвергнуть это объяснение».

Но это не обязательно будет означать, что мы установили происхождение обнаруженного спектрометром AMS‑02 избытка позитронов и антипротонов высокой энергии, – Слатьер считает, что его источником вполне могут быть близлежащие пульсары. По ее словам, «вряд ли все эти избытки имеют один и тот же источник в виде темной материи».

Вестники из дальнего космоса – частицы космических лучей и гамма-кванты – продолжают бомбардировать нашу маленькую планету. Не исключено, что ученые смогут найти в этой межзвездной лавине ключ к косвенному обнаружению темной материи. Пока что стог слишком велик, чтобы найти в нем иголку.

21. Мелкие нарушители

В том же году, когда Сэм Тинг наблюдал за запуском своего детектора антиматерии стоимостью 2 миллиарда долларов, Питер ван Доккум и Роберто Абраам начали обсуждать планы создания недорогой сверхчувствительной камеры для поиска галактик-призраков и других тусклых структур на ночном небе^1.

Будучи заведующим кафедрой в Йельском университете, ван Доккум временами чувствовал себя уставшим от всех этих больших проектов, написания заявок на гранты и организационных встреч. Те же чувства были и у Абраама в университете Торонто. В 2011 году во время обеда в центре Торонто двое друзей вспоминали старые добрые дни, когда занятие наукой просто приносило удовольствие. Когда же все пошло не так? А не попробовать ли вернуть былой юношеский азарт и не начать ли новый почти любительский проект?

Спустя два года в Небесной обсерватории Нью-Мексико (New Mexico Skies Observatories) заработала первая небольшая версия многообъективного телескопа Dragonfly Telephoto Array. «Я точно не помню, кому именно пришла в голову эта мысль, – говорит Абраам. – Мы тогда выпили по нескольку банок пива. По-моему, эта была наша общая идея».

Я вам еще расскажу подробнее про телескоп Dragonfly дальше в этой главе – это действительно потрясающий проект^2. Пока что просто перенесемся в конец марта 2018 года, когда телескоп Dragonfly стал мировой сенсацией – выполненные на нем наблюдения позволили доказать существование темной материи и опровергнуть альтернативную теорию модифицированной ньютоновской динамики (MOND), о которой говорилось в главе 12. И добиться этого удалось через обнаружение не самой таинственной субстанции, а карликовой галактики, полностью ее лишенной.

Ван Доккум называет это аргументом в стиле дзен: существование чего-то доказывается путем необнаружения этого чего-то. Если подумать, то в этом есть смысл. Если скорость вращения в галактиках определяется некой неизвестной особенностью гравитации, как это утверждают сторонники теории MOND, то этот эффект должен проявляться во всех галактиках. Но если, как считает большинство астрофизиков, скорость вращения определяется темной материей, то лишенные ее галактики должны вращаться медленнее, со скоростями, соответствующими только наблюдаемому количеству газа и звезд. Именно так ведет себя карликовая галактика NGC1052-DF2 – и такое поведение невозможно в рамках теории MOND^3. Следовательно, темная материя существует. (Или, как минимум, теория MOND неверна.)

Никто не смог дать простого объяснения существования галактики, совершенно лишенной темной материи, но открытие DF2 продемонстрировало важное значение карликовых галактик для изучения темной материи.

Астрономам давно известны две маленькие галактики – два спутника Млечного Пути. Это Большое и Малое Магеллановы Облака, которые видны невооруженным глазом в Южном полушарии и в тропиках. У галактики Андромеды тоже есть галактики-спутники, впервые обнаруженные еще в XVIII веке французским астрономом Шарлем Мессье. И все же открытие в 1937 году первых «настоящих» карликовых галактик – гораздо меньших, чем Магеллановы Облака, – гарвардским астрономом Харлоу Шепли стало неожиданностью. В письме в редакцию, опубликованном в номере журнала Nature от 15 октября 1938 года, Шепли высказал предположение, что «такого рода объекты могут часто встречаться в межгалактическом пространстве»4.

И действительно, на момент написания этой книги известно как минимум 59 карликовых спутников нашей Галактики в пределах 1,4 миллиона световых лет от нее. Более крупные из них отличаются разнообразием форм и типов, от аморфных богатых газом систем со звездными скоплениями и туманностями до очень симметричных систем из старых звезд, напоминающих миниатюрные версии эллиптических галактик. Такие спутники в среднем в десятки раз меньше своих «главных» галактик и обычно насчитывают не больше нескольких сотен миллионов звезд, при том что в нашей собственной Галактике их около 400 миллиардов.

Но что же карликовые галактики могут нам рассказать о темной материи?

Карликовые галактики, обнаруженные Шепли лишь в конце 1930-х годов, сейчас считаются маркерами структурных элементов распределения темной материи во Вселенной. Напомним, что самые успешные выполненные на суперкомпьютерах модельные расчеты образования структур во Вселенной представляют «восходящий» сценарий иерархического скучивания. Как мы узнали в главе 11, частицы холодной темной материи движутся со сравнительно небольшими скоростями и поэтому под действием гравитации собираются в небольшие гало. Эти сгущения темной материи начитают аккрецировать обычную барионную материю, из которой образуются новые звезды. Со временем значительная часть образовавшихся таким образом карликовых галактик должна объединиться в большие системы наподобие нашей Галактики.

Хотя в рамках теории холодной темной материи невозможно получить надежные предсказания на основе общих соображений, модельные расчеты дают вполне согласованную картину. Большие галактики, каждая из которых окутана собственным почти сферическим гало из темной материи, окружены бесчисленными так называемыми субгало: это в основном начиненные темной материей карликовые галактики, которые пока еще не поглощены центральным тяжеловесом, а возможно, уже никогда и не будут поглощены.

Детальное изучение результатов больших суперкомпьютерных модельных расчетов вроде IllustrisTNG и EAGLE позволяет «предсказывать» свойства карликовых галактик. И наоборот, наблюдение и исследование реальных карликовых галактик дает хорошую возможность проверки популярного в настоящее время варианта теории ΛCDM – лежащей в основе этих расчетов модели «космологического конкорданса».

Хорошая новость состоит в том, что такая проверка была выполнена. Плохая новость – карликовые галактики ведут себя неподобающим образом, не так, как полагается.

Начнем с того, что их намного меньше, чем должно быть. Может показаться, что 60 кружащихся вокруг Млечного Пути спутников – это много, но, согласно теоретическим расчетам, их должно быть не менее 500. И ведь нельзя сказать, что астрономы недостаточно усердно искали. Имеющиеся обзоры должны были выявить намного больше таких систем. Это так называемая проблема недостающих галактик-спутников, и она реальна.

Для этой проблемы было предложено множество возможных решений. Например, как известно, в течение последних 10 миллиардов лет Млечный Путь пожирал подошедшие слишком близко к нему карликовые галактики – сначала разрывая их приливными силами, а потом присваивая принадлежавшие им звезды и темную материю. Может быть, пир уже почти закончился и у Млечного Пути осталось всего несколько десятков спутников на закуску.

Другая гипотеза состоит в том, что нас, возможно, действительно окружают сотни субгало темной материи, но по какой-то причине они оказались неспособны породить существенное количество новых звезд и поэтому невидимы для телескопов. Представьте себе – огромные сгустки, состоящие почти исключительно из темной материи, медленно обращаются вокруг нашей Галактики, двигаясь во всех возможных направлениях.

Но удовлетворительное решение проблемы недостающих галактик-спутников никак не находилось. Числа не сходились, и все тут. С учетом масс и светимостей наблюдаемых спутников теория ΛCDM предсказывает наличие порядочного количества более массивных субгало, которые должны были обязательно превратиться в хорошо заметные карликовые галактики.

И это не единственный вид неподобающего поведения карликовых галактик, затрудняющего поиски темной материи. Рассмотрим попытки оценки количества темной материи в карликовых галактиках на основе изучения скорости вращения принадлежащих им звезд и газовых облаков. В 1980-х годах первым такие измерения стал проводить астроном Марк Ааронсон из Аризонского университета, который погиб в 1987 году в результате несчастного случая под куполом четырехметрового телескопа имени Мейола в Национальной обсерватории Китт-Пик. На рубеже веков Джон Корменди и Кен Фримен выполнили более подробное исследование галактик самых разных типов на основе собранных ими данных, полученных другими исследователями.

Корменди и Фримен обнаружили, что доля темной материи в карликовых галактиках больше, чем в больших спиральных галактиках, да к тому же плотность гало темной материи в карликовых системах выше^5. Пока что все нормально – это согласуется с результатами расчетов ΛCDM-моделей. Но эти же модельные расчеты предсказывают для образовавшихся субгало очень характерный профиль плотности – чем ближе к ядру, тем быстрее возрастает плотность темной материи, достигая максимума в самом центре. Такого рода профиль плотности оказывается неизбежным следствием иерархического скучивания – как минимум в модельных расчетах на суперкомпьютерах^6.

Проблема в том, что у реальных карликовых галактик не наблюдается такого резкого роста плотности в ядре. Реконструированное по данным измерений скоростей распределение плотности всегда оказывается гораздо более ровным. Это третье несоответствие между модельными расчетами в рамках теории ΛCDM и реальной Вселенной называется проблемой сингулярного гало. И для нее тоже не удалось найти простого объяснения. Карликовые галактики не ведут себя как положено, и все тут. Или, другими словами, наши законы не могут адекватно описать реальность.

Многообъективный телескоп Dragonfly Telephoto Array позволил сделать удивительное открытие по поводу связи между карликовыми галактиками и темной материей. Но в 2011 году, когда Питер ван Доккум и Боб Абраам начали обсуждать возможность использования серийных фотообъективов для съемки очень тусклых структур на ночном небе – еле заметных облачков, а также галактик с низкой поверхностной яркостью, – они не думали ни о какой темной материи. Ван Доккум, будучи большим любителем фотографии, слышал о новых профессиональных 300-милиметровых телеобъективах фирмы Canon со специальным нанотехнологическим антибликовым покрытием. Такие объективы замечательно годились для съемок живой природы и спортивной съемки при работе с контровым светом. Но это также представлялось идеальным решением для съемки слабых низкоконтрастных небесных объектов.

«Серийный» не обязательно означает «дешевый». Объектив стоил около 10 000 долларов. Но даже связка из нескольких таких объективов дешевле разработки и создания специализированного телескопа. Если навести много объективов на одну и ту же область неба и снабдить каждый из них отдельной ПЗС-камерой, а потом сложить полученные цифровые изображения, то можно добиться еще большего контраста и чувствительности. Так возникла идея многообъективного астрономического телескопа.

Практически сразу было придумано подходящее название для проекта. «Связка» из многих объективов напоминает многофасетный глаз стрекозы – ван Доккум с детства прекрасно знал, как он выглядит, ведь еще мальчиком в Нидерландах он сделал тысячи макрофотографий красивых насекомых, и в описываемое время как раз занимался написанием книги^7. Проект так и назвали – Dragonfly («Стрекоза»).

Сначала в подвале и во дворе у ван Доккума в Нью-Хейвене с помощью одного-единственного объектива были получены пробные снимки, но вскоре уже был готов действующий трехобъективный прототип на единой монтировке. Не прошло и года после обеда в Торонто, как ван Доккум с Абраамом перевезли свой инструмент из парка темного неба Мон-Мегантик в южном Квебеке в место с гораздо более темными ночами – Небесную обсерваторию Нью-Мексико, расположенную в Национальном лесу «Линкольн». Установленные там несколько десятков дистанционно управляемых телескопов предоставляются в распоряжение полупрофессиональных астрономов со всей страны^8.

А тем временем Доккум с Абраамом занимались привлечением к проекту студентов для изготовления оборудования, разработки программного обеспечения, обработки данных и анализа полученных результатов. Число объективов на одной монтировке быстро возросло с трех до восьми, потом до 10, а потом и до 24 – это уже был впечатляющий «многофасетчатый глаз». Вскоре группа изготовила второй купол и установила в нем второй 24-объективный инструмент.

По суммарной площади собирающей поверхности 48 телеобъективов эквивалентны одному виртуальному метровому телескопу, но при этом фокусное расстояние составляет всего 40 сантиметров. В результате получается невероятно светосильная оптическая система с относительным отверстием, равным 0,4, которая позволяет при коротких экспозициях регистрировать объекты очень низкой поверхностной яркости за короткое время, чего совершенно невозможно достичь при использовании одного линзового или зеркального объектива.

Часть многообъективной системы Dragonfly Telephoto Array в Небесной обсерватории Нью-Мексико

«Стрекоза», начатая как любительский проект, вскоре превратилась в новую крутую роботизированную обсерваторию, специально предназначенную для наблюдения малоисследованных исключительно низкоконтрастных астрономических объектов с низкой поверхностной яркостью. Поэтому неудивительно, что он практически сразу начал выдавать потрясающие научные результаты. На полученных снимках скопления галактик Волосы Вероники были обнаружены 47 очень слабых светлых пятнышек, подавляющее большинство которых ранее никем не наблюдались. В сообщении об этом открытии, опубликованном ван Доккумом и Абраамом с коллегами в 2015 году в The Astrophysical Journal Letters, эти объекты были названы ультрадиффузными галактиками, или коротко – УДГ^9. Если они расположены на том же расстоянии, что и скопление Волосы Вероники (около 320 миллионов световых лет), то есть если УДГ являются его членами, то размеры у них такие же, как у нормальных галактик, а светимость в сотни раз меньше. Отсюда следует, что звезд в них не больше 1 % от количества, ожидаемого для галактик такого размера.

Последующие спектроскопические наблюдения одной из УДГ в скоплении Волосы Вероники (Dragonfly 44, DF44) на 10-метровом телескопе Кека на горе Мауна-Кеа на острове Гавайи подтвердили принадлежность галактики к скоплению^10. На снимках, полученных на расположенном на той же горе Мауна-Кеа 8-метровом телескопе «Джемини-Север» (Gemini North Telescope), видно, что DF44, как и нашу собственную Галактику, окружают несколько десятков шаровых скоплений, а по данным последующих измерений скоростей была получена на удивления большая оценка массы, которая оказалась сравнима с массой нашей Галактики. И при всем при этом в DF44 почти нет звезд. В своей второй статье, опубликованной в 2016 году, авторы приходят к выводу, что «Dragonfly 44 можно считать несостоявшимся Млечным Путем»11. DF44, доля темной материи в которой составляет целых 98 %, по-видимому, является представителем нового, до сих пор совершенно неизвестного класса «темных галактик».

Открытие ультрадиффузных галактик вроде DF44 стало серьезным вызовом для ученых на протяжении последних нескольких лет. Никто не смог подходящим образом объяснить происхождение этих монстров с низкой светимостью – в модельных расчетах ΛCDM-вселенной они не возникают. Модифицированная ньютоновская динамика также не в состоянии дать удовлетворительный ответ на эту загадку – количество звезд в ультрадиффузных галактиках недостаточно для объяснения данных измерений скоростей даже при использовании альтернативных уравнений для гравитационных сил, предлагаемых теорией MOND. Как сказал сторонник теории MOND Стейси Макгог, «DF44 – это общая проблема для всех»12. Поэтому неудивительно, что некоторые астрономы оспаривают оценку расстояния, данные измерений скоростей, оценку массы и даже число шаровых скоплений, обнаруженных группой Dragonfly.

Открытие «несостоявшихся» галактик, в которых нет почти ничего, кроме темной материи, само по себе уже стало сенсацией, но следующие крупное открытие группы Dragonfly оказалось еще более неожиданным. В своей статье, опубликованной в 2018 году в журнале Nature, участники проекта объявили об обнаружении ими галактики, почти полностью лишенной темной материи, – это оказалось еле различимое светловатое пятнышко вблизи массивной эллиптической галактики NGC1052, расположенной на расстоянии около 65 миллионов световых лет – немного ближе скопления галактик Волосы Вероники^13. Исходя из наблюдаемой светимости, ван Доккум с коллегами оценили звездную (барионную) массу новой галактики примерно в 200 миллионов масс Солнца, что вполне типично для сравнительно крупной карликовой галактики. И так же, как ультрадиффузные галактики в скоплении Волосы Вероники, эта слабая карликовая галактика окружена множеством ярких шаровых звездных скоплений.

Выполненные на телескопе Кека спектроскопические наблюдения позволили измерить орбитальные скорости десяти из этих шаровых скоплений и «взвесить» галактику так же, как это было сделано в случае других ультрадиффузных галактик. Но только на этот раз вместо того, чтобы обнаружить свидетельства огромного количества темной материи, они получили оценку полной массы, которая оказалась лишь ненамного больше вышеупомянутой барионной массы. Другими словами, похоже, что NGC1052-DF2 – так теперь называется эта таинственная галактика – вообще лишена темной материи.

В 2019 году группа Dragonfly объявила об открытии NGC1052-DF4 – второй галактики в той же группе с очень похожими свойствами. Как написали авторы в статье, которая была опубликована в журнале Astrophysical Journal Letters, «происхождение этих больших и тусклых галактик с избытком ярких шаровых скоплений и, по-видимому, лишенных темной материи, на данный момент непонятно»14.

Итак, сначала мы сталкиваемся с необъяснимым дефицитом мелких карликовых галактик и слишком «плоскими» профилями плотности темной материи. Затем группа Dragonfly представляет нам странные и состоящие почти исключительно из темной материи галактики, похожие на нашу собственную, за тем лишь исключением, что число звезд в них составляет всего 1 % от ожидаемого. А теперь нам предъявляют еще более странные галактики – они такие же диффузные, но при этом, по-видимому, совсем лишены темной материи. Что-то уж слишком много проблем, ни для одной из которых не получается найти простое решение в рамках стандартной конкордартной космологической модели ΛCDM.

И это еще не все. Мелкие галактики противоречат предсказаниям теоретических моделей еще в одном отношении. Эта последняя загадка никак не связана ни с физическими, ни с динамическими свойствами карликовых галактик – проблема в их трехмерном пространственном распределении. Проще говоря, их нет там, где они должны быть.

В выполненных на суперкомпьютерах подробных модельных расчетах роста структуры Вселенной, таких как IllustrisTNG и EAGLE, большие галактики вроде нашей собственной оказываются со всех сторон окруженными огромным множеством субгало из темной материи, которые проявляются в виде карликовых галактик. В реальной же Вселенной карликовые галактики не просто весьма малочисленны, они не окружают свои хозяйские галактики равномерно со всех сторон. Большинство галактик-спутников располагаются в пределах уплощенного диска, плоскость которого не совпадает с плоскостью симметрии хозяйской галактики. Как ни старались специалисты по астрофизическим расчетам настроить используемые программы, добиться воспроизведения реального распределения в моделях так и не удалось. Это так называемая «проблема плоскости галактик-спутников».

Еще в 1976-м, когда были известны лишь восемь спутников нашей Галактики (включая Магеллановы Облака), британский астрофизик Дональд Линден-Белл обратил внимание на то, что эти спутники расположены более или менее в одной плоскости, которая примерно перпендикулярна плоскости симметрии Млечного Пути. Но первое подробное исследование этой проблемы было выполнено только в 2005 году, когда три европейских астронома – Павел Кроупа, Кристиан Тайс и Кристиан Буали – сравнили наблюдаемое распределение с модельными расчетами для темной материи^15. Они пришли к выводу, что вероятность случайно получить такое дискообразное распределение карликовых галактик составляет всего 0,5 %.

Довольно скоро выяснилось, что плоское распределение спутников – не уникальная особенность именно нашей Галактики. В 2013 году группа под руководством Родриго Ибаты из Страсбургской обсерватории объявила об открытии очень похожей структуры у галактики Андромеды: примерно половина ее карликовых спутников расположены в пределах тонкого диска диаметром около 1,3 миллиона световых лет и толщиной всего 45 000 световых лет 16. К тому же группа Ибаты еще и показала в опубликованной ею статье в журнале Nature, что эти спутники обращаются вокруг своей хозяйской галактики в одном направлении, что свидетельствует об общем происхождении или общей динамической эволюции. Спустя пять лет швейцарский астроном Оливер Мюллер с коллегами обнаружил, что многие из карликовых спутников эллиптической галактики Центавр A, расположенной на расстоянии 12,5 миллиона световых лет, тоже обращаются вокруг своей массивной хозяйской системы в одном и том же направлении, двигаясь в пределах тонкого уплощенного слоя^17.

Соавтор Мюллера Марцел Павловски из Потсдамского астрофизического института имени Лейбница (Германия) считает, что у проблемы плоскости спутников галактик нет простого решения^18. По его словам, «можно, конечно, не замечать ее, но сейчас хотя бы многие ее начали осознавать». В 2018 году, когда он еще работал в Калифорнийском университете в Ирвайне, Павловски написал обстоятельную обзорную статью про эту проблему для журнала Modern Physics Letters A, в которой обсуждал разные возможные подходы и заключил, что «ни один из них пока что не дает удовлетворительного решения проблемы»19.

Ясно одно: если астрономы хотят разобраться в природе темной материи и ее роли в эволюции Вселенной, то им придется копнуть гораздо глубже, чем они это делали раньше. Фриц Цвикки занимался динамикой массивных скоплений галактик – самых больших гравитационно связанных структур во Вселенной. Вера Рубин и Альберт Босма стали первопроходцами в исследовании вращения ярких галактик вроде нашей собственной. На этих больших масштабах присутствие и влияние невидимой субстанции совершенно очевидны. Но любая жизнеспособная теория темной материи должна быть способна объяснить все наблюдаемые свойства и поведение невзрачных обитателей глубокого космоса – тусклых карликовых галактик, обращающихся вокруг своих великолепных хозяйских систем, а также ультрадиффузных «несостоявшихся» галактик, притаившихся в космическом мраке.

Устремленные в совершенно черное небо над Нью-Мексико чувствительные многофасетные «глаза» многообъективного телескопа Dragonfly Telephoto Array еще могут принести много сюрпризов. Ван Доккум с Абраамом занимаются расширением своей системы, добавив новые телескопы, в надежде довести число объективов до 168. Как объясняет ван Доккум, «нет никаких причин останавливаться на 48 объективах. В принципе можно создать систему, эквивалентную 10– или 20-метровому телескопу за гораздо меньшую стоимость».

Смогут ли когда-нибудь космологи достичь согласия своих излюбленных представлений о темной энергии и холодной темной материи с наблюдаемыми свойствами карликовых галактик? Этого никто не знает, но, быть может, будущие наблюдения позволят решить эту проблему. Правда, тревожно, что не одни лишь карликовые галактики бросают тень на популярную ΛCDM-модель. Космология столкнулась с гораздо более серьезным кризисом.

22. Космологическая несогласованность

В 1980 году, когда люди в Восточном и Западном Берлине жили в разных политических вселенных, чекпойнт «Чарли» представлял собой устрашающего вида тщательно охраняемый КПП между коммунистическим угнетением и либеральной демократией. Сейчас это одна из самых популярных туристических достопримечательностей в столице объединенной Германии. Но менее чем через 30 лет после падения Берлинской стены в 1989 году всего в 600 метрах от КПП «Чарли» в аудитории «Фридрихштрассе» на «коммунистической» стороне проявился новый непреодолимый барьер – на этот раз научного свойства. В дождливый день в ноябре 2018 года это лишенное каких-либо украшений здание в советском стиле стало интеллектуальным полем боя в космологической холодной войне.

Этот однодневный симпозиум собрал около 130 ученых, пожелавших обсудить вызывающий тревогу кризис нашего понимания Вселенной^1. В перерывах между заседаниями я общался с самыми разными людьми со всего мира – астрофизиками и космологами, наблюдателями и теоретиками, молодыми постдоками и нобелевскими лауреатами. Некоторые из них проводили больше времени в самолетах, чем в лекционных аудиториях. Всех их беспокоило одно и то же – слишком быстрое расширение Вселенной, которое никто не может объяснить. Один из лауреатов Нобелевской премии по физике 2011 года Брайан Шмидт сказал мне после окончания симпозиума: «После сегодняшнего мероприятия я [чувствую себя] еще более озадаченным».

Астрономы и физики ломали голову вот над какой проблемой: детальный анализ данных наблюдений реликтового излучения в рамках популярной ΛCDM-модели дает очень точное значение современной скорости расширения Вселенной с погрешностью всего 1 %. Но при этом она оказывается на 9 с лишним процентов меньше почти столь же точной «локальной» оценки, основанной на данных наблюдений галактик в сравнительно близкой части Вселенной. И, по мнению коллеги Шмидта и одного из организаторов берлинского симпозиума Мэтью Коллесса, ни у одной из оценок нет очевидных слабых мест, хотя обе они не могут быть одновременно верными.

Хотя некоторые ученые все же допускают наличие пока еще не выявленных ошибок в одном из двух методов (или даже в обоих!), большинство считают полученные результаты надежными. Но при этом они не знают, как объяснить различие между двумя оценками. Эта проблема поставила в тупик даже таких креативных личностей, как теоретик Ави Леб из Гарвардского университета. Он заявил в своем выступлении: «Я пытался найти решение, чтобы представить его на этом симпозиуме, но ничего нового сообщить не могу. Эту проблему не получается просто решить». Согласно Шмидту, возможно, есть какая-то принципиальная ошибка в нашем понимании реликтового излучения. А кто знает, может быть, и в наших современных представлениях о темной материи.

История определения скорости расширения Вселенной – это сплошные кризисы и противоречия. Начать с того, что из самых первых оценок, полученных в 30-х годах XX века, получалось, что Вселенная должна быть моложе Земли. А каких-то 30 лет назад разные исследователи давали оценки, которые различались в два раза. Но космология стала очень точной наукой, и никогда раньше различие двух оценок постоянной Хаббла – меры современной скорости расширения Вселенной – не было столь статистически значимым.

В главе 15 говорилось, каким образом расширение пустого пространства «расталкивает» галактики друг от друга. В результате расстояния во Вселенной увеличиваются на 0,01 % каждые 1,4 миллиона лет, что соответствует значению постоянной Хаббла (или, как ее еще называют, параметра Хаббла, обычно обозначаемого H_0) около 70 км/с на мегапарсек. Но на протяжении нескольких десятилетий астрономам никак не удавалось найти ее истинное значение. Для его определения требуется знание как скорости удаления галактики от нас, так и расстояния до нее. В принципе, скорость, с которой та или иная галактика удаляется от нас, – то есть скорость увеличения расстояния до галактики, – можно определить, измерив красное смещение. Но в случае близких галактик – то есть тех, для которых сравнительно нетрудно определить расстояние, – измеренная по красному смещению скорость включает также вклад скорости реального движения галактики в пространстве [25]. Эти пространственные скорости могут достигать нескольких сотен километров в секунду. А в случае далеких галактик, скорость реального движения в пространстве которых пренебрежимо мала по сравнению со скоростью космологического расширения, большую трудность представляет уже определение расстояния.

За прошедшие десятилетия астрономы нашли решение этой проблемы, построив тщательно продуманную «лестницу», или шкалу расстояний, чтобы определить, насколько далеки от нас другие галактики. Главное место в этом методе отведено особым звездам – так называемым цефеидам. Это один из типов пульсирующих переменных звезд – их температура со временем повышается и понижается, а диаметр и светимость увеличиваются и уменьшаются. Цефеиды – звезды с периодическими пульсациями, и чем выше светимость цефеиды, тем медленнее (то есть с большим периодом) она пульсирует. В первом десятилетии XX века сотрудница Гарвардской обсерватории Генриетта Суон Ливитт открыла зависимость «период – светимость», которую сейчас называют законом Ливитт. Так что если вы обнаружите в другой галактике цефеиду, то по периоду ее переменности сможете определить светимость звезды, а сравнив ее с видимым блеском – также рассчитать расстояние до галактики.

В 1990-х годах благодаря орлиному взору космического телескопа «Хаббл» группе под руководством Венди Фридман (в настоящее время работающей в Чикагском университете) удалось обнаружить цефеиды в спиральных галактиках, удаленных на сотни миллионов световых лет. Согласно опубликованным в 2001 году итоговым результатам «Ключевого проекта телескопа “Хаббл”» (Hubble Key Project), значение постоянной Хаббла составляет 72 км/с/Мпк, правда, с погрешностью около 10 %2. И все же это было огромным достижением: до запуска телескопа «Хаббл» в апреле 1990 года лучшие оценки H_0 варьировались от 50 до 100 км/с/Мпк. К тому же полученные с помощью космического телескопа результаты позволили астрономам откалибровать другие индикаторы расстояния, которые можно использовать на больших удалениях – там, где отдельные цефеиды становятся неразличимы.

Одними из таких индикаторов расстояния являются сверхновые типа Ia, которые благодаря их четко определенной светимости могут считаться «стандартными свечами». Исследование этих взрывов (вспышек сверхновых) позволило установить, что вопреки устоявшимся представлениям расширение Вселенной со временем не замедляется, а ускоряется – несмотря на гравитационное притяжение всей материи во Вселенной. Как мы узнали из главы 16, это открытие теперь считается доказательством существования темной энергии, чья истинная природа окутана мраком тайны не меньше, чем природа темной материи.

Хотя в то время этого никто еще не осознавал, но открытие ускоренного расширения Вселенной, за которое Шмидт, Сол Перлмуттер и Адам Рисс в 2011 году были удостоены Нобелевской премии, стало причиной того самого кризиса в космологии, которому был посвящен берлинский симпозиум. И не из-за «дефективности» концепции темной энергии, а как раз наоборот – потому что эта концепция замечательно сработала – современная скорость расширения Вселенной оказалась существенно выше предсказанной космологами-теоретиками на основе так любимой ими ΛCDM-модели.

Конкордантная космологическая модель успешно объясняет наблюдаемые свойства реликтового излучения. Статистические свойства «горячих» и «холодных» пятен в распределении реликтового излучения воспроизводятся только в предположении, что 68,5 % плотности всей массы-энергии нашей Вселенной приходится на темную энергию, 26,6 %– на темную материю, и не более 4,9 % – на обычную барионную материю^3. Значения этих космологических параметров теперь определены с очень высокой точностью, и из них следует, что современное значение постоянной Хаббла должно быть равно 67,4 км/с/Мпк с погрешностью менее 1 %. (В этих расчетах, конечно же, учитывается, что скорость расширения сначала уменьшалась из-за самогравитации Вселенной, а в настоящее время снова увеличивается после того, как несколько миллиардов лет назад влияние темной энергии стало сильнее гравитационного влияния материи.)

Однако эти результаты никак не вяжутся с последними «локальными» оценками H_0, полученными на основе данных о цефеидах и сверхновых. Интервал ошибок опубликованной в 2001 году оценки, основанной на результатах «Ключевого проекта “Хаббла”» Венди Фридман, был довольно широким, и поэтому вначале казалось, что нет особых оснований для беспокойства. Но в последние 10 лет группа под руководством Адама Рисса смогла добиться гораздо более точной калибровки космологической шкалы расстояний, что позволило получить намного более точную оценку постоянной Хаббла. Результат, представленный Риссом на берлинском симпозиуме, – 73,5 км/с/Мпк с погрешностью всего 2,2 %. Как сказал Рисс: «Сама оценка не очень изменилась, а вот ошибка уменьшилась существенно».

Чтобы добиться столь малой ошибки, Рисс с коллегами с помощью нового метода и данных наблюдений на космическом телескопе определили с высокой точностью расстояния до пяти цефеид в нашей собственной Галактике – это был необходимый этап для точной калибровки закона Ливитт. После этого они исследовали цефеиды в галактиках, где также наблюдались и сверхновые типа Ia. Группа Рисса откалибровала на основе расстояний до этих галактик свойства сверхновых типа Ia как индикаторов расстояния. Наконец они вычислили величину постоянной Хаббла на основе данных наблюдений сотен сверхновых в более далеких галактиках, красные смещения которых могут служить надежной мерой скорости расширения Вселенной.

Две оценки величины постоянной Хаббла: одна – полученная на основе данных наблюдения реликтового излучения, и другая – определенная по наблюдениям цефеид и сверхновых, – выглядят настолько же несовместимыми, как Восточный и Западный Берлин в годы холодной войны. Как стоически заметил Шмидт на заключительном заседании берлинского симпозиума: «Ясно, что сейчас мы эту проблему не решили». Никакие стены не были разрушены, и никто не сумел придумать космологический КПП «Чарли» для перехода с одной стороны на другую.

Через восемь месяцев все стало еще хуже. В середине июля 2019 года несколько десятков астрофизиков и космологов собрались на трехдневную конференцию «Несогласование между ранней и поздней Вселенной», организованную Риссом с двумя коллегами в Институте теоретической физики имени Кавли при Калифорнийском университете в Санта-Барбаре. Совместная научная группа SH0ES под руководством Рисса (это несуразное сокращение расшифровывается как Supernova, H_0, for Equation of State of dark energy – «Сверхновая, H_0, уравнение состояния темной энергии») опубликовала новую статью, основанную на большем объеме данных и более тщательном анализе^4. Они получили для постоянной Хаббла оценку 74,0 км/с/Мпк с погрешностью всего 1 % – это почти на 10 % больше столь же точной оценки 67,4 км/с/Мпк, основанной на данных наблюдений реликтового излучения.

Более того, похожее большое значение скорости для расширения Вселенной было получено совершенно независимым методом, основанным на наблюдении гравитационного линзирования. В Берлине Шерри Сую из Института астрофизики имени Макса Планка (Германия) уже упоминала этот результат, но теперь он был подкреплен статьей, поданной в журнал Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, которая была впоследствии опубликована в октябре 2020 года^5. По словам авторов, в ситуации возрастания несоответствия между [оценками, основанными на данных для] ранней и поздней Вселенной необходимо рассмотреть возможные альтернативы стандартной плоской ΛCDM-модели. Это может привести к смене парадигмы в современной космологии, и для последовательной интерпретации всех имеющихся наблюдательных данных может потребоваться новая физика».

Подход Сую основан на использовании процесса линзирования, рассмотренного в главе 13. Как вы помните, под действием тяготения расположенного на луче зрения массивного объекта вроде огромной эллиптической галактики луч света от далекого квазара может разделиться, породив несколько изображений. При этом изменения блеска у разных изображений происходят в разное время, потому что время, затраченное светом на путь от квазара до нас, разное для разных изображений. Так что если у какого-то из изображений квазара наблюдается определенная картина мерцаний, то та же самая картина (последовательность) будет наблюдаться и у другого изображения того же квазара, правда (обычно) с запаздыванием на пару месяцев. По этому времени запаздывания – в сочетании с точной моделью распределения массы в расположенной между нами и квазаром гравитационной линзе – можно рассчитать длину пройденного светом пути для каждого из изображений. Если еще и измерить красное смещение изображений квазаров, то из полученной совокупности данных можно вывести значение постоянной Хаббла с точностью несколько процентов.

В рамках возглавляемого Сую международного проекта H0LiCOW (H_0Lenses in COSMOGRAIL’s Wellspring) отслеживались изменения блеска шести гравитационно-линзированных квазаров, и на основании этих наблюдений для постоянной Хаббла была получена оценка 73,3 км/с/Мпк с точностью 2,4 % – почти в идеальном согласии со значением, полученным группой SH0ES. Статистическая значимость отличия совокупности этих двух оценок от меньшей «космологической» оценки 67.4 км/с/Мпк превышает 5 сигма (статистическая достоверность – 99,99994 %), а это значит, что вероятность того, что это различие вызвано случайными ошибками, меньше одной 3,5-миллионной.

При использовании ряда других методов определения расстояний до галактик, несмотря на их меньшую точность, тоже получаются большие значения постоянной Хаббла, которые оказываются близкими к оценкам Рисса и Сую. Из представленных в Санта-Барбаре астрофизических результатов только полученная Фридман оценка не сходилась с остальными. Эта оценка основана на использовании в качестве стандартных свечей ярчайших красных гигантов галактики. Метод этот, впервые примененный Фридман, дает для параметра H_0 значение 69,6 км/с/Мпк, что значительно меньше других оценок, но все же за пределами погрешности оценок, основанных на ΛCDM-модели^6.

И что же нам делать с противоречивыми значениями оценок постоянной Хаббла? Чему же она равна – около 74,0 км/с/Мпк, как получается у Рисса, Сую и других, или 67,4 км/с/Мпк, как следует из данных наблюдений реликтового излучения? В репортаже о конференции в Санта-Барбаре для Quanta Magazine журналистка Натали Волховер цитирует слова Рисса: «Я знаю, что это называется “несогласованностью постоянной Хаббла”, но можем ли мы назвать это проблемой?» На что специалист по физике элементарных частиц лауреат Нобелевской премии 2004 года Дэвид Гросс отвечает: «Это следует называть не несогласовнностью или проблемой, а скорее кризисом»7.

Но дело в том, что несогласованность Хаббла (или проблема, кризис, да неважно, как это называть) – это еще не все. Вселенная не просто расширяется быстрее, чем предсказывает конкордантная космологическая модель, она еще, согласно наземным наблюдениям, слишком однородна.

С самого Большого взрыва и наперекор всеобщему расширению пустого пространства вещество под действием гравитации собиралось на «каркасе», из которого со временем образовалась «паутина» гигантских скоплений и сверхскоплений галактик, перемежаемых огромными пустыми войдами [26]. Этот неоднородный, клочковатый характер распределения галактик проявился уже на самых первых трехмерных картах Вселенной. В частности, наша собственная Галактика является членом так называемой Местной группы, расположенной на окраине гигантского сверхскопления, ядром которого является скопление галактик в Деве. В идеально однородной Вселенной не может быть никаких концентраций галактик.

Но карты распределения галактик показывают нам только лишь «скучивание» барионной материи. Согласно космологической модели ΛCDM, барионная материя скапливается преимущественно в местах максимумов плотности, подобно белой пене на гребнях самых высоких морских волн. Трехмерная карта распределения галактик не дает представления о том, насколько в действительности однородна или клочковата наша Вселенная, и не годится для сравнения с предсказаниями теории. Для этого нужна карта пространственного распределения темной материи.

Один из способов ее построения состоит в измерении «космического сдвига». Этот эффект уже мимоходом упоминался в главе 13 и состоит в очень слабом искажении формы многих галактик, вызванном слабым гравитационным линзированием на неоднородном распределении материи – как видимой, так и темной – в нашей Вселенной. Измерение космического сдвига – трудная задача, для решения которой требуются обзоры с большим охватом, и при этом очень глубокие, чтобы обнаруживать слабые источники на обширных участках небесной сферы. К тому же наблюдения должны проводиться на нескольких длинах волн для возможности определения красных смещений и соответствующих им расстояний до слабых галактик. Наконец, следует учесть множество всевозможных систематических ошибок.

Несмотря на многочисленные препятствия и проблемы, за это дело принялись целых три международные исследовательские группы. Они вооружились самыми большими цифровыми камерами и на протяжении многих лет пристально наблюдали за миллионами или даже десятками миллионов далеких галактик на огромных участках небесной сферы.

Первой такой программой стал «Килоградусный обзор» (Kilo-Degree Survey, KiDS), выполненный на Европейской южной обсерватории на горе Серро-Параналь в Чили под руководством астронома Коэна Кёйкена из Лейденского университета, с которым мы уже познакомились в главе 3^8. Наблюдения велись на 2,6-метровом телескопе VLT с помощью 268-мегапиксельной камеры OmegaCAM. Обзор KiDS был начат в 2011 году, а программа наблюдений была завершена в середине 2019-го и охватила почти 4 % всего неба с невероятной степенью детальности.

В 2013 году был начат «Обзор темной энергии» (Dark Energy Survey, DES), целью которого является охват почти одной восьмой части небесной сферы^9. Обзор DES тоже выполняется в Чили на 4-метровом телескопе имени Виктора Бланко Межамериканской обсерватории Серро-Тололо с помощью 570-мегапиксельной «Камеры темной энергии» (Dark Energy Camera). Этот обзор слабого линзирования возглавляют Майкл Троксед из Дьюкского университета и Ниалл Маккранн из университета штата Огайо.

Но самый глубокий на данный момент обзор осуществляется с помощью 870-мегапиксельной сверхширокоугольной камеры Hyper Suprime-Cam, установленной на японском 8,2-метровом телескопе «Субару» на горе Мауна-Кеа на острове Гавайи. В ходе этого обзора, выполняемого с 2014 года под руководством Сатоши Миядзаки из Национальной астрономической обсерватории Японии, исследуется форма галактик на расстояниях почти до 12 миллиардов световых лет 10.

Несмотря на то, что полученные в рамках трех программ данные пока еще окончательно не проанализированы, похоже, что уже имеющиеся результаты свидетельствуют о более равномерном, чем предсказывалось, характере распределения материи. В качестве меры «комковатости» Вселенной космологи используют параметр S_8, и его величина, согласно данным обзоров KiDS и DES (где-то между 0,76 и 0,78), примерно на 8 % ниже, чем предсказывается на основании данных наблюдения реликтового излучения на спутнике «Планк» (0,83). Это существенное различие известно как несоответствие S_8.

Так что у популярной космологической конкордантной модели как минимум две трудности. Во-первых, это упомянутые в прошлой главе проблемы со свойствами карликовых галактик. А на более количественном уровне – наблюдательные оценки скорости расширения Вселенной не согласуются с модельными предсказаниями. То же самое верно и для крупномасштабной однородности распределения темной (и видимой) материи. И, конечно же, ни у кого нет ни малейшего представления об истинной природе основных ингредиентов модели – темной материи и темной энергии.

«Эти противоречия могут быть признаком кризиса стандартной космологической модели», – говорит Элеонора Ди Валентино из Даремского университета и добавляет: – Их экспериментальное подтверждение может привести к революции в наших представлениях о строении и эволюции Вселенной»11. Но пока что никто не смог предложить убедительное решение или перспективный теоретический подход для продвижения в этом направлении. Одна из проблем, по словам Ди Валентино, состоит в том, что попытки смягчить несогласованность постоянной Хаббла обычно приводят к усилению несогласованности S_8 и наоборот^12.

Несмотря на все эти проблемы, ярый сторонник ΛCDM-модели Джордж Эфстатиу не считает, что космология переживает кризис или находится на пороге революции. В частности, он полагает – или как минимум надеется – что будущие более точные наблюдения снимут остроту проблемы несогласованности постоянной Хаббла. По мнению Эфстатиу, возможно, не все в порядке с калибровкой наблюдений цефеид, выполненной возглавляемой Риссом группой SH0ES. «Я надеюсь, что благодаря нескольким тщательно подобранным наблюдениям значение H_0 можно будет определить с точностью выше 2 %», – говорит он, при том что на данный момент локальная и «космологическая» оценки различаются на 10 %13.

Рисунок, изображающий космический телескоп «Джеймс Уэбб», которому суждено на многие годы стать «рабочей лошадкой» астрономов

На Берлинской конференции в ноябре 2018 года один из ее организаторов Мэттью Коллесс был не менее оптимистично настроен. По его словам, «замечательная особенность этой области науки состоит в том, что ответы на многие нерешенные вопросы будут получены в свое время. Через пять лет у нас будет гораздо более ясная картина». В частности, астрономы возлагают большие надежды на более точные оценки расстояний до звезд, которые будут получены европейским астрометрическим спутником «Гайа», более детальные наблюдения сверхновых на космическом телескопе «Джеймс Уэбб», высокоточные измерения реликтового излучения на будущей обсерватории Саймонса на севере Чили и новые всеобъемлющие обзоры крупномасштабной структуры Вселенной для разных эпох в прошлом.

А что, если имеющиеся на данный момент несогласованности со временем не «рассосутся», а наоборот, обострятся? Что, если беспощадные факты действительно противоречат так полюбившейся нам теории? Ну что ж, в науке последнее слово всегда за природой, и в этом случае космологам придется пересмотреть свои представления о темной энергии и темной материи и быть открытыми для новой физики.

Кстати, многие творческие личности уже идут по этому пути.

23. Неуловимые призраки

Обитатели Леопольдсхафена – небольшого немецкого городка на берегу Рейна – привыкли к интенсивному дорожному движению. Нередко можно увидеть осторожно едущие по узкой исторической улице Леопольдштрассе грузовики, которые направляются из небольшой гавани в расположенный поблизости город Карлсруэ. Но автоколонна, которая проехала в субботу 25 ноября 2006 года, была чем-то из ряда вон выходящим. Десятки тысяч любопытных зрителей выстроились вдоль дорог, чтобы посмотреть, как мимо фахверковых домов не спеша движется напоминающая дирижабль конструкция длиной 23 метра и диаметром 10 метров.

И еще 12 лет был задействован один из крупнейших в мире вакуумных резервуаров объемом 1400 кубических метров. Это важнейшая часть гигантского спектрометра – сердца «Тритиево-нейтринного эксперимента в Карлсруэ» (Karlsruhe Tritium Neutrino experiment, KATRIN), осуществляемого в Технологическом институте Карлсруэ^1. С помощью этого спектрометра физики теперь регулярно исследуют свойства самых трудноуловимых известных им элементарных частиц.

Может показаться, что это все равно что колоть кувалдой орехи, но если подумать, то в этом есть большой смысл. У нейтрино нет электрического заряда, масса их ничтожно мала, и они почти не взаимодействуют с другими частицами, потому что невосприимчивы к электромагнитным силам и сильному ядерному взаимодействию. Что же касается слабого взаимодействия, то оно не зря так называется. Поэтому просто для исследования нейтрино нужны огромные установки вроде расположенного под горой Икено в Японии детектора «Супер-Камиоканде» объемом 50 000 м^3 или детектора IceCube в Антарктиде объемом 1 км^3. KATRIN в этом смысле не исключение, и специалисты по изучению нейтрино уже мечтают об еще более крупных инструментах.

Транспортировка огромного спектрометра «Тритиево-нейтринного эксперимента в Карлсруэ» (KATRIN) по узким улицам немецкого города Леопольдсхафен

В отличие от главных составляющих атомов – кварков и электронов – нейтрино не являются частью окружающего нас материального мира. Но при этом они неотъемлемая часть успешной Стандартной модели физики элементарных частиц. Австрийский физик Вольганг Паули предсказал существование нейтрино в 1930 году еще до открытия нейтрона – одного из «кирпичиков» в составе атомных ядер. Но из-за «призрачного» характера «нейтрончика» (так переводится с итальянского языка название этой частицы, придуманное в 1932 году Энрико Ферми) обнаружить его удалось лишь в 1956-м.

Сейчас мы знаем, что нейтрино бывают трех видов, соответствующих трем типам существующих в природе «электронов» – легкому «обычному» электрону, более массивному мюону и еще более массивной тау-частице, или тауону. Астрофизики также установили, что огромное количество нейтрино низкой энергии возникло в ходе Большого взрыва, а более энергичные нейтрино образовались в процессе термоядерных реакций в недрах звезд и взрывов сверхновых. Как справедливо говорится в любой популярной книге по астрономии, каждую секунду через каждый квадратный сантиметр нашего тела практически беспрепятственно проходят миллиарды нейтрино, не оставляя при этом никакого следа.

Но, возможно, это еще не все виды нейтрино. Не исключено, что существует еще и четвертый тип нейтрино, которые еще труднее обнаружить. Как и частицы трех известных типов, четвертое нейтрино должно быть электрически нейтральным. Но в отличие от электронного, мюонного и тау-нейтрино новый вид частиц может оказаться невосприимчивым даже к слабому взаимодействию и поэтому вообще не взаимодействовать с другими частицами. И в отличие от известной тройки это «стерильное» нейтрино может оказаться тяжеловесом среди элементарных частиц – достаточно массивным, чтобы претендовать на роль подходящего кандидата в темную материю^2.

Первые намеки на проблемы с классическим представлением о нейтрино появились еще в 1960-х годах. Физику Реймонду Дейвису из Брукхейвенской национальной лаборатории удалось зарегистрировать солнечные нейтрино – электронные нейтрино, которые образуются в процессе термоядерных реакций в солнечном ядре. Это было сделано на установке в золотом руднике Хоумстейк в Южной Дакоте – той же самой подземной лаборатории, где находится детектор темной материи LUX-ZEPLIN. Правда, результаты оказались весьма неоднозначными – установка с резервуаром, заполненном используемой в химчистке жидкостью, зарегистрировала меньше половины предсказанного теорией количества электронных нейтрино.

Ученые тут же придумали решение проблемы солнечных нейтрино. А что, если, как предположил еще в 1957 году итальянский физик Бруно Понтекорво, за время их 8,3-минутного пути из солнечного ядра до лаборатории в Хоумстейке нейтрино успевают сменить тип? В этом случае многие из порожденных в процессе термоядерной реакции электронных нейтрино долетают до Земли уже в виде мюонных или тау-нейтрино, которые установка Дейвиса не способна регистрировать. Такого рода нейтринные осцилляции были непосредственно зарегистрированы только в 1998 году в ходе эксперимента на детекторе «Супер-Камиоканде» и в 2001-м на канадской нейтринной обсерватории в Садбери^3.

Нейтринные осцилляции позволяют решить проблему солнечных нейтрино, но при некотором условии. Согласно специальной теории относительности, такого рода «изменение личности» элементарной частицы возможно только при наличии у нее хотя бы очень малой массы. А значит, со Стандартной моделью что-то не в порядке, поскольку, согласно этой теории, нейтрино, как и фотоны, не имеют массы. К тому же, если принять, что у нейтрино есть отличная от нуля масса, то сразу возникает другой вопрос – чему же она равна?

И вот тут свою роль может сыграть эксперимент KATRIN. К настоящему времени имеется много данных, свидетельствующих о том, что нейтрино должны быть в сотни тысяч раз легче электронов, а KATRIN – самая чувствительная установка для выполнения такого рода измерений. Понятно, что это непростая задача – уж никак не для настольного прибора. Установка занимает пару больших неокрашенных лабораторных корпусов, включая громадный зал с размещенным в нем спектрометром в форме дирижабля^4.

Принцип работы установки KATRIN довольно простой. Радиоактивный тритий – тяжелый изотоп водорода – распадается на гелий‑3, электронное нейтрино и электронное антинейтрино. В соответствии с законом сохранения энергии суммарная кинетическая энергия этих двух частиц может составлять не более 18,57 кэВ – эта величина достигается в тех редких случаях, когда ядро гелия‑3 оказывается совершенно лишенным кинетической энергии. Поэтому если измерить распределение энергии испускаемых при распаде трития электронов, то естественно ожидать, что самые быстрые из них должны иметь энергии близкие к этому максимальному значению. Небольшое отличие максимальной зарегистрированной энергии от этого значения равно кинетической энергии порождаемых при распаде трития антинейтрино, откуда нетрудно рассчитать их массу, которая равна массе обычных электронных нейтрино.

Несмотря на принципиальную простоту, осуществить этот эксперимент на практике оказалось очень трудной задачей, в частности из-за радиационной опасности трития. Единственная европейская лаборатория, имеющая лицензию на работу с этим сильно радиоактивным газом, – это Тритиевая лаборатория в Карлсруэ. Источник трития приходится охлаждать до температуры всего 30 градусов выше абсолютного нуля, а для того, чтобы направить электроны в спектрометр, требуются сверхмощные сверхпроводящие магниты, чтобы создать поле, в 100 000 раз превосходящее по силе магнитное поле Земли. Это самая настоящая лавина – каждую секунду в огромный вакуумный резервуар врываются около 100 миллиардов электронов.

После попадания в резервуар отрицательно заряженным электронам приходится двигаться «против» сильного электрического поля с разностью потенциалов около 20 000 вольт. Большинство электронов замедляются, останавливаются и возвращаются обратно. И только самые энергичные – может быть, один из триллиона – оказываются способны добраться до чувствительных детекторов на противоположной стороне спектрометра. Путем тщательной настройки напряженности электрического поля удается измерить количество электронов с энергиями вблизи максимального значения 18,57 кэВ.

Кроме множества инженерных проблем, при реализации проекта KATRIN пришлось также решить очень непростую логистическую задачу. Спектрометр был изготовлен немецкой компанией по производству стальных конструкций MAN DWE GmbH, расположенной в Деггендорфе, примерно в 400 километрах к востоку от Карлсруэ. Но спектрометр оказался слишком большим для транспортировки дорожным транспортом, и поэтому пришлось осуществлять его доставку по воде кружным путем длиной 8600 километров. Осенью 2006 года 200-тонная громадина размером с кита отправилась сначала вниз по Дунаю, затем по Черному морю, далее через Босфор в Средиземное море. Потом спектрограф прошел Гибралтарский пролив и двинулся на север вдоль Атлантического побережья, прошел через Ла-Манш и прибыл в порт Роттердама. Далее по Рейну груз был доставлен в Леопольдсхафен, откуда отправился в завершающую – и самую зрелищную – семикилометровую часть пути по дороге.

В сентябре 2019 года на Международной конференции по космомикрофизике и подземной физике в Тояме (Япония) участники проекта KATRIN представили результаты первого сезона научных наблюдений, согласно которым масса нейтрино меньше 1,1 эВ (для сравнения – масса электрона составляет 511 000 эВ)5. Ожидается, что будущие наблюдения позволят измерять еще меньшие массы – вплоть до 0,2 эВ. Пока что ведутся работы по усовершенствованию установки KATRIN с тем, чтобы она могла регистрировать стерильные нейтрино (если таковые существуют), которые, напомню, совсем никак не взаимодействуют с другими элементарными частицами.

Ну а почему же физики считают возможным существование до сих пор не обнаруженного вида нейтрино? Все сводится в основном к двум теоретическим соображениям. Во-первых, существование массивного нейтрино позволило бы естественным образом объяснить, почему три известных вида нейтрино имеют настолько невероятно малую массу. Дело тут в сложной концепции смешивания нейтрино, согласно которой нейтрино представляет собой постоянно меняющуюся («осциллирующую») комбинацию разных «массовых собственных состояний», – в случае существования еще и четвертого, гораздо более массивного «собрата» гораздо легче понять, почему электронное, мюонное и тау-нейтрино имеют почти, но не совсем нулевые массы.

Причина этого в том замечательном обстоятельстве, что все известные нейтрино являются «левосторонними» частицами. «Сторонность» элементарной частицы – это характеристика направления ее спина («вращения») относительно направления движения. Кварки и электроны (а также мюоны и тау-частицы) бывают как «левосторонними», так и «правосторонними», но до сих пор никто не смог обнаружить правостороннее нейтрино, что кажется несколько странным. Разве что по какой-то причине правосторонние нейтрино стерильны и поэтому необнаружимы.

Ну и, конечно, стерильные нейтрино могут замечательным образом объяснить загадку темной материи. Как мы узнали в главе 11, «нормальные» нейтрино недостаточно массивны, чтобы претендовать на роль частиц темной материи: из-за их больших скоростей (астрофизики называют такую быстро движущуюся материю «горячей») нормальные нейтрино были бы неспособны «скучиваться» в населявшие раннюю Вселенную темные гало галактических размеров. Но если масса стерильных нейтрино составляет несколько тысяч эВ, то они могут стать идеальной альтернативой вимпам. К тому же, если стерильные нейтрино окажутся «горячее» канонической холодной темной материи, которую физики безуспешно ищут уже на протяжении нескольких десятков лет, то некоторые из проблем ΛCDM-модели (см. главу 22) растают, как снег солнечным днем.

Но пока что существование стерильных нейтрино остается спорной гипотезой. В ходе некоторых нейтринных экспериментов были обнаружены косвенные намеки на возможное обнаружение необычной частицы, но они противоречат результатам других экспериментов, в том числе и данным детектора IceCube. К тому же в октябре 2021 года участники эксперимента MicroBooNE в лаборатории «Фермилаб» (Национальной ускорительной лаборатории имени Энрико Ферми) Чикагского университета объявили о том, что они не обнаружили никаких свидетельств существования такой частицы. Вопрос может быть решен в результате будущих наблюдений – например, тех, что планируются после модернизации установки KATRIN или в ходе проекта «Глубокий подземный нейтринный эксперимент» (Deep Underground Neutrino Experiment, DUNE) в Южной Дакоте. Но пока что стерильные нейтрино существуют только в головах изобретательных теоретиков.

То же самое можно сказать и об аксионе – другом возможном кандидате в частицы темной метерии. В действительности в истории с аксионами есть много общего с гипотезой о стерильных нейтрино: сложные теоретические соображения в пользу существования этой частицы, многообещающая возможность того, что она позволит решить загадку темной материи, намеки на возможное обнаружение, продолжающиеся поиски и пока что отсутствие окончательного ответа. В обоих случаях некоторые ученые считают, что мы находимся на пороге долгожданного прорыва, в то время как другие видят в усиливающемся интересе к стерильным нейтрино и аксионам как кандидатам на роль темной материи лишь свидетельство отчаяния физиков и космологов, готовых ухватиться за соломинку в отсутствие положительных результатов затянувшихся на десятилетия поисков вимпов.

Аргумент в пользу существования аксионов связан с антивеществом. Естественно полагать, что огромная энергия Большого взрыва должна была породить одинаковое количество частиц и античастиц. Но по какой-то причине все сущее в современной Вселенной состоит из нормального вещества – насколько нам известно, нет никаких состоящих из антивещества галактик, звезд, планет или живых организмов. Поскольку при столкновении частиц вещества и антивещества они взаимно аннигилируют, то в законах физики должно быть скрыто малюсенькое предпочтение: на каждый миллиард античастиц природа, похоже, породила один миллиард и одну частицу обычного вещества. Это одна миллиардная часть, впоследствии скучковавшаяся в скопления галактик, планетные системы и людей. Самим нашим существованием мы обязаны этой ничтожной асимметрии.

В 1964 году физики действительно открыли очень малое отличие между тем, как слабое взаимодействие воспринимается материей и антиматерией. В частности, они обнаружили, что вероятность превращения так называемых нейтральных каонов в соответствующие им античастицы (которое происходит посредством слабого взаимодействия) чуточку меньше вероятности обратного процесса. Это весьма удивительное свойство природы физики называют нарушением CP-симметрии, где C и P означают, соответственно, заряд и четность. Сам по себе этот эффект слишком незначителен, чтобы объяснить асимметрию в представленности материи и антиматерии во Вселенной, но если нарушение этой фундаментальной симметрии происходит также и при сильном взаимодействии, то тайну можно считать раскрытой.

И в этом как раз могут помочь аксионы. Согласно Стандартной модели физики элементарных частиц, нарушение CP-симметрии возможно как при слабом, так и при сильном взаимодействии. Но несмотря на очень активные и целенаправленные поиски такое нарушение для сильного взаимодействия до сих пор никем не наблюдалось – это так называемая сильная CP-проблема. Выглядит так, будто эффект нарушения CP при сильных взаимодействиях подавляется неким новым полем – такую гипотезу высказали в 1977 году Роберто Печчеи и Хелен Квинн^6. А если такое поле существует, то должна существовать и соответствующая ему элементарная частица – невидимый аксион. (Это чем-то напоминает ситуацию с полем Хиггса, которое было предложено для объяснения наличия у частиц массы. Связанная с полем Хиггса элементарная частица была открыта в ЦЕРНе в 2012 году.)

Название «аксион» напоминает марку стирального порошка. Дело в том, что американский физик Фрэнк Вильчек назвал эту частицу по торговой марке средства для замачивания и стирки, на которую он наткнулся в 1978 году в рекламном объявлении, где оно подавалось как «безопасный отбеливатель для любой стирки». Вот так же и новая частица должна была «отбелить» сильную CP-проблему. (Кстати, греческое слово axios означает «достойный»).

Прошло уже более 40 лет после того, как Вильчек придумал для частицы запоминающееся название, но до сих пор никто не знает, существуют ли аксионы в действительности. Если да, то они должны быть очень легкими – даже легче, чем «обычные» нейтрино. В энергетических единицах масса аксиона может составлять несколько микроэлектронвольт, при том что масса протона равна около 1 ГэВ, а масса электрона – 511 кэВ.

Ну а могут ли они претендовать на роль темной материи? Теоретически аксионы стабильны, лишены электрического заряда и так же, как стерильные нейтрино, практически ни с чем не взаимодействуют – это три главных свойства, которыми обязательно должна обладать любая частица темной материи. К тому же, если аксионы существуют, то, согласно теории, их должно быть невероятно огромное количество. В каждом кубическом сантиметре космического пространства должно содержаться в среднем несколько десятков триллионов аксионов. Поэтому, несмотря на невероятно малую массу аксионов, большая часть Вселенной действительно может состоять из этих частиц – все благодаря их невообразимо большому количеству.

Но подождите – если масса аксиона настолько мала, то разве они должны двигаться с релятивистскими скоростями, так же, как и обычные нейтрино? Как мы уже поняли, нейтрино не могут быть основным компонентом темной материи во Вселенной потому, что они «горячие» и не могут «скучиваться» в небольшого размера структуры. Если так, то чем же лучше аксионы? Дело тут в различии процесса образования этих частиц. В отличие от нейтрино (и вимпов) аксионы не находятся в тепловом равновесии с другими частицами в момент своего образования – то есть когда отдельные кварки объединялись в сложные частицы, включая протоны и нейтроны. Квантовая физика предсказывает, что аксионы образовали так называемый бозе-эйнштейновский конденсат, в котором большие группы одинаковых частиц ведут себя, как если бы это была одна частица. Из-за этого, несмотря на свою малую массу, аксионы оказываются «холодными» частицами.

Ну хорошо, возможно, что аксионы существуют и даже могут стать решением тайны темной материи. Замечательно. Но как мы сможем их обнаружить?

Хорошая новость состоит в том, что, несмотря на отсутствие у них собственного электрического заряда, аксионы не совсем невосприимчивы к электромагнитным силам. Под действием сильного магнитного поля невидимый аксион может превратиться в видимый фотон и наоборот, а длина волны фотона (частицы света) непосредственно связана с массой аксиона. Это обстоятельство легло в основу ряда экспериментов. Например, с 2003 года на Солнечном аксионном телескопе ЦЕРНа (CERN Axion Solar Telescope, CAST) в Женеве осуществляется поиск сравнительно массивных солнечных аксионов^7. Если такие аксионы образуются в солнечном ядре в процессе взаимодействия высокоэнергичного рентгеновского излучения с заряженными частицами, то они в огромном количестве должны достигать Земли и под действием сильного магнитного поля часть из них должна превращаться обратно в рентгеновские фотоны. В телескопе CAST используется списанный пробный сверхпроводящий магнит Большого адронного коллайдера вместе с высокочувствительными детекторами рентгеновского излучения в надежде обнаружить искомый процесс – но пока без особого успеха.

В расположенной в Гамбурге (Германия) исследовательской лаборатории DESY участники физического эксперимента ALPS (Any Light Particle Search – «Поиск любой легкой частицы») используют другой метод: они пытаются светить инфракрасным лазером сквозь стену^8. В обычных условиях никакой фотон не способен пройти сквозь непрозрачный барьер, но в условиях сильного магнитного поля некоторые из фотонов могут, еще не дойдя до стены, превратиться в аксионы (или аксионоподобные частицы). Аксионы практически ни с чем не взаимодействуют и поэтому свободно проходят через барьер, а на той стороне под действием того же магнитного поля могут превратиться обратно в фотоны, которые уже вполне можно обнаружить. Это замечательная стратегия, но, как и в случае эксперимента CAST, до сих пор никаких признаков аксионов обнаружить не удалось.

Но, пожалуй, самый потрясающий аксионный детектор – как минимум с точки зрения охотников за темной материей – находится в университете штата Вашингтон в Сиэттле. Это Axion Dark Matter eXperiment (ADMX), в основе которого лежит идея, предложенная Пьером Сикиви из Флоридского университета^9. С помощью этой установки ученые пытаются обнаружить очень маломассивные аксионы, которых может быть очень много в гало нашей Галактики, – поэтому Сикиви назвал инструмент аксионным галоскопом^10. Он представляет собой охлажденный почти до абсолютного нуля цилиндрический вакуумный сосуд (так называемая резонансная полость), окруженный магнитом с полем в 8 тесла – это в 2000 раз сильнее поля обычного магнитика на холодильнике. Под действием сильного магнитного поля некоторые аксионы гало могут иногда превращаться в СВЧ-фотоны. Ожидаемый при этом сигнал (не больше 10–21 ватт, или 1 зептоватта) может быть зарегистрирован с помощью сверхпроводящих квантовых усилителей.

Задуманный еще в 1990-х годах, эксперимент ADMX сейчас представляет собой международный проект с участием ученых из 12 институтов из США, Великобритании и Германии и финансируется главным образом за счет министерства энергетики США. Аксионный галоскоп может настраиваться на ряд микроволновых частот, соответствующих аксионным массам от 1 до 40 микроэлектронвольт (мкэВ). На момент написания этих строк однозначно исключены значения масс между 2,66 и 3,31 мкэВ, но рано или поздно будет исследован весь диапазон возможных масс.

Хотя целенаправленные поиски аксионов до сих пор не увенчались успехом, в ходе выполнения проекта XENON Елены Априле был получен интересный результат. Во время проведения первой серии научных наблюдений на установке XENON1T с февраля 2017 по февраль 2018 года был обнаружен небольшой избыток событий малой энергии – несколько десятков слабых сигналов, причиной которых было взаимодействие не с ядрами атомов ксенона, как можно было бы ожидать в случае вимпов, а с электронами этих атомов. Такие события с электронами отдачи обычно являются результатом фонового шума – например, связанного с радиоактивным распадом атомов радона или криптона, – но после тщательного анализа участники проекта так и не смогли объяснить происхождение событий с энергиями между 2 и 3 кэВ.

Одно из возможных объяснений, которое участники проекта XENON рассмотрели в статье, опубликованной ими в октябре 2020 года в журнале Physical Review D, состоит в существовании аксионов – но только не тех, что претендуют на роль холодной темной материи, а быстродвижущихся аксионов, возникающих в солнечном ядре и более или менее напоминающих предмет поисков в эксперименте CAST^11. Если результат подтвердится, то это станет открытием исключительной важности, но вообще-то нельзя исключить и гораздо более простое объяснение: похожий избыток событий может быть результатом неучтенного ничтожно малого избытка примеси атомов радиоактивного трития в жидком ксеноне – достаточно всего несколько атомов на килограмм. Возможно, что ко времени опубликования этой книги проблема будет решена благодаря данным гораздо более высокочувствительного эксперимента на более крупной установке XENONnT или данным конкурирующего американского эксперимента LUX-ZEPLIN.

Стерильные нейтрино и аксионы были впервые предложены несколько десятков лет назад в попытке решить назревшие проблемы физики элементарных частиц. Но вскоре после этого отчаявшиеся охотники за темной материей сочли их возможными кандидатами на роль невидимой гравитирующей массы во Вселенной. Правда, существование обеих частиц остается чисто гипотетическим, и через пару десятков лет они вполне могут отправиться на все растущую свалку тупиковых теоретических построений и отвергнутых гипотетических частиц.

Пришло время начать искать еще более экзотические альтернативы.

24. Темный кризис

Амстердам – город-призрак. На площади напротив построенного в XIX веке вокзала почти никого нет. Вдоль каналов не разъезжают туристы, никаких пьяных британских хулиганов в Квартале красных фонарей. Нет очереди американских туристов, желающих попасть в музей Ван Гога. Большая часть школ, театров и магазинов закрыты. Люди работают из дома, стараясь избегать личных контактов.

Несмотря на принятые нидерландским правительством строгие карантинные меры я лично встречаюсь с физиком-теоретиком Эриком Верлинде в его небольшом кабинете в пугающе тихом Амстердамском университете 1. На лицах у нас маски. Мы не пожимаем друг другу руки и соблюдаем дистанцию. Как и большинство ученых, Верлинде относится к невидимому коронавирусу очень серьезно. Но при этом он не верит в темную материю.

Это было в декабре 2020 года, и я делаю первое очное интервью за шесть месяцев. Пандемия ковида серьезно нарушила мои планы по написанию книги. Запланированная на март конференция по темной материи, которая проводится раз в два года в Калифорнийском университете в Лос-Анджелесе, отменена. Большинство изначально запланированных интервью будут проводиться в форме Zoom-конференций. Я не смог съездить посмотреть на установку LUX-ZEPLIN в Южной Дакоте или на многообъективный телескоп Dragonfly Telephoto Array в штате Нью-Мексико. Конференция IDM 2020 в Вене, посвященная обнаружению темной материи, проводилась в удаленном режиме с сокращенным количеством докладов. И да, я не смог съездить в китайскую подземную лабораторию Цзиньпин, чтобы посмотреть на детектор PandaX.

Коронавирус также сказался на исследованиях темной материи. Астрономические обсерватории и физические лаборатории, включая ЦЕРН и Гран-Сассо, пришлось закрыть. Из-за отмены поездок и введенных карантинных ограничений возникли задержки в реализации международных проектов. Ученые болели, а некоторые умерли. Многолетние исследования истинной природы темной материи почти полностью остановились, но теоретики вроде как не переставали размышлять о новых способах разрешения кризиса.

Конечно же, речь идет вовсе не о ковиде, а о кризисе в исследованиях темной материи. Который, кстати, в чем-то похож на коронавирусную пандемию. В случае темной материи зараза имеет вид тревоги: всевозрастающее ощущение в научной среде, что мы идем по ложному следу. Возможно, что темная материя состоит не из вимпов. Даже ΛCDM-модель может оказаться неверной. Казавшиеся незыблемыми истины утрачивают силу, и возникает запрос – и запрос очень насущный – на новые идеи, и, возможно, нам надо приготовиться к новой нормальности, пусть даже мы и не знаем, куда идем. Мы это уже проходили.

Хотя исследователи с большим опытом вроде Джона Эллиса из ЦЕРНа и руководителя проекта XENON Елены Априле все еще придерживаются мнения, что Солнечная система несется сквозь океан слабовзаимодействующих массивных частиц, которые, возможно, удастся обнаружить с помощью будущей подземной установки, младшее поколение ученых – среди них есть и те, кто родился уже после появления концепции вимпов, – готовы распроститься с этой идеей. По словам Кэтрин Зурек, «возможно, что модель с вимпами еще не умерла, но она уже точно на искусственном дыхании. Если бы мне пришлось делать ставку на возможный вид темной материи, то уж точно не на вимпы»2.

Сабина Хоссенфельдер из Франкфуртского института перспективных исследований в Германии также считает, что поиски вимпов всегда были плохо обоснованы^3. Как мы узнали в главе 10, теория Большого взрыва предсказывает для гипотетических вимпов величину «остаточной плотности», которая прекрасно согласуется с плотностью темной материи. Но, по мнению Хоссенфельдер, «это вимповое чудо не следовало воспринимать всерьез. Красота не может служить научным аргументом. И никогда не должна была таковым считаться». Она уверена, что вообще пристрастие к математической красоте сбивает физиков с истинного пути, будь то в вопросе о поиске решения загадки темной материи или попытках создания всеобъемлющей теории всего.

Соображения, основанные на числах и числовых совпадениях, зачастую играют важную роль в создании новых физических теорий. Например, некоторые теоретики обращают внимание на то, что средняя плотность небарионной темной материи во Вселенной не сильно отличается от средней плотности барионной материи. Конечно, темной материи в пять раз больше, чем «обычной», но это величины одного порядка, при том что нет никаких очевидных причин, почему бы этим плотностям не различаться в миллион раз. Так что, возможно, природа нам таким образом на что-то намекает – быть может, это как-то можно объяснить. Такие соображения навели ученых на мысль об асимметричной темной материи, когда частицы темной матери не являются собственными античастицами, как вимпы, а имеет место асимметрия «частица – античастица», как у барионов. В таком случае неудивительно, что суммарное количество барионной материи сравнимо с количеством темной материи.

Поскольку погоня за вимпами до сих пор не увенчалась успехом, по словам Хоссенфельдер, ученые начали потихоньку переориентироваться, становясь открытыми для более экзотических гипотез. Действительно, при просмотре пары номеров журнала New Scientist или аннотаций препринтов, опубликованных на сервере arXiv, обнаруживается огромное количество статей с изложением совершенно сумасшедших концепций и теорий. Даже некоторые давно отвергнутые идеи обретают второе дыхание.

Возьмем, например, первичные черные дыры. Эти крохотные сильно искривленные участки пространства-времени, предположение о существовании которых было впервые высказано в 1970-х годах Бернардом Карром и Стивеном Хокингом, были вскоре предложены на роль кандидатов в темную материю, но впали в немилость после того, как их не удалось обнаружить в микролинзовых обзорах^4. А теперь, подобно некоторым старым рок-звездам, они снова входят в моду.

Уточним, что речь идет не о любых черных дырах, а об очень специфическом их виде. Едва услышав про загадку темной материи, многие сразу представляют себе черные дыры как самое подходящее ее решение. Ведь черные дыры невидимы, массивны, стабильны и окутаны тайной – что еще нужно? Но дело в том, что обычные черные дыры – как сравнительно маломассивные, которые образовались из массивных звезд при их взрыве как сверхновых, так и сверхмассивные черные дыры в ядрах галактик – по-видимому, не могут претендовать на роль темной материи во Вселенной. Во-первых, из того, что астрофизики узнали об эволюции галактик и звезд, следует, что сейчас на черные дыры приходится не больше 0,01 % всей массы Вселенной. Но еще важнее то, что все эти черные дыры образовались из барионной материи на протяжении 13,8 миллиарда лет истории Вселенной. Они относятся к 4,9-процентному барионному куску космического пирога, описанного в главе 16.

Что же касается первичных черных дыр, то они могли образоваться из сильных флуктуаций самой ткани пространства-времени в процессе рождения Вселенной – возможно, даже во время короткого периода экспоненциального расширения, известного как инфляционная эпоха. Это было задолго до возникновения первых атомных ядер и установления относительного количества барионной и небарионной материи. «Море» первичных черных дыр, каждая размером с атомное ядро и с полем тяготения, как у небольшой планеты, вполне может объяснить загадку темной материи. Во всяком случае, так полагали некоторые физики. Но когда оказалось, что в ходе экспериментов MACHO и EROS не удалось обнаружить свидетельства наличия массивных компактных объектов в гало нашей Галактики (см. главу 14), популярность первичных черных дыр как кандидатов в темную материю сошла на нет.

Правда, совсем недавно первичные черные дыры вернулись в поле зрения теоретиков, которые описали возможность образования во Вселенной гораздо более массивных объектов этого вида массой не с небольшую планету, а несколько десятков солнечных^5. Если темная материя во Вселенной существует в виде первичных черных дыр в 30 раз массивнее Солнца, то они должны быть в большей степени разнесены в пространстве, чем если бы это были ранее предполагавшиеся первичные черные дыры, и остаться незамеченными для микролинзовых обзоров.

Это прекрасный пример того, во что превратились теоретические исследования темной материи. Достаточно реанимировать какую-нибудь старую идею или, еще лучше, предложить новую, подправить ее, чтобы не противоречила принятым в науке нормам и данным наблюдений, и вы в деле. Больше не нужно никакого экспериментального обоснования – если предложенная вами гипотеза не является совершенно метафизической и в принципе может решить кризис в исследованиях темной материи, то она имеет все шансы попасть на страницы журналов Physical Review Letters или The Astrophysical Journal. И чем дольше эта идея проживет, тем больше вы можете уверовать, что находитесь на правильном пути.

Многие теоретики скажут, что это на самом деле наилучший подход, позволяющий двигаться вперед по всем возможным направлениям. Или, как говорят ученые, исследовать все теоретически возможное пространство параметров. Как бы то ни было, но этот подход также порождает огромное множество притянутых за уши умозрительных гипотез, подавляющее большинство из которых неизбежно оказываются неверными – ведь в конце концов истина только одна.

Но так устроена физика, и на протяжении многих лет был предложен целый ряд самых разных экзотических концепций. Одна из них – это размытая темная материя, над теорией которой в настоящее время работает Джерри Острайкер^6. Считается, что размытая темная материя состоит из частиц невероятно малой массы – около 10–22 эВ. Из-за столь ничтожно малой массы этих частиц длина соответствующей им квантовой волны – то есть обусловленная квантовой неопределенностью «размытость» – должна достигать нескольких тысяч световых лет. А это значит, что на масштабе галактик поведение этой гипотетической субстанции должно отличаться от поведения любого другого вида темной материи, что позволит решить многие из обсуждавшихся в главе 21 проблем. Само собой разумеется, что нет никаких шансов непосредственно обнаружить частицы с массой в триллион триллионов раз меньше, чем у электрона, что, кстати, может обеспечить теории долгую жизнь.

Среди других новых идей стоит отметить гипотезу распада темной материи, недавно предложенную в попытке смягчить несогласованность Хаббла (получается, что Вселенная расширяется быстрее, чем следует из экстраполяции данных наблюдений реликтового излучения)7. В случае постепенного распада частиц темной материи с превращением их в некое «темное излучение» сила их гравитационного притяжения должна со временем уменьшаться. Это ослабление притяжения в сочетании с ускоряющим эффектом темной энергии может обеспечить большую скорость расширения Вселенной – достаточно, чтобы объяснить ее наблюдаемое повышенное значение.

Разумеется, если темная материя распадается на темные фотоны, то это должно происходить под действием некой неизвестной силы. Действительно, физики рассматривают возможность существования не просто одного вида частиц темной материи, а целого многокомпонентного «скрытого сектора», включающего частицы темной материи, темные силы и бозоны – переносчики темной силы, называемые темными фотонами. В конце концов, современный «зверинец» элементарных частиц – Стандартная модель – очень сложно устроен и выглядит крайне неизящно, так почему же скрытая темная сторона природы должна быть простой и минималистичной? Зато «скрытый сектор» с его многочисленными частицами и взаимодействиями открывает богатые возможности для объяснения странных свойств наблюдаемой Вселенной.

Расширение круга гипотетических частиц и сил также приветствуется изобретательными экспериментаторами, которые разрабатывают установки и опыты, способные дать эмпирические свидетельства в пользу тех или иных сумасшедших идей теоретиков. Одна из таких новых установок – это детектор под названием FASER (ForwArd SEaRch experiment), запуск которого в ЦЕРНе запланирован на 2022 год^8. По словам научного сотрудника ЦЕРНа Джейми Бойда, «ожидается, что детектор FASER обнаружит около 100 темных фотонов за время следующего этапа работы Большого адронного коллайдера, который продлится три года»9.

Когда летом 2019 года я был в ЦЕРНе, строительство детектора FASER еще только начиналось – его создание было одобрено за несколько месяцев до этого. Некоторые из массивных сцинтилляторов нового детектора (это были запчасти к одной из старых физических установок в ЦЕРНе) все еще находились у Бойда в кабинете. На другом конце длинного и тускло освещенного коридора, далеко за крохотным кабинетом, в котором Тим Бернерс-Ли в начале 1990-х годов создал Всемирную паутину, Бойд показал мне цех, где технические специалисты проводили испытания модулей спектрометра для детектора FASER — это тоже, кстати говоря, оборудование, разработанное и изготовленное для других экспериментов.

FASER (ForwArd SEaRch experiment) – новый детектор, установленный в ЦЕРНе для поиска темных фотонов или других сравнительно долгоживущих частиц

Короткоживущие частицы, порождаемые при столкновении протонов в Большом адронном коллайдере, улавливаются большими детекторами ATLAS и CMS. А что, если после столкновений иногда могут возникать и темные фотоны? В этом случае они должны лететь по прямой, касательной к окружности коллайдера, и распадаться на электрон-позитронные пары только через несколько сот метров уже далеко за пределами основных детекторов элементарных частиц.

Эксперимент FASER стоимостью 2,5 миллиона долларов, над которым работает Бойд, основан на идее физика Джонатана Ли Фена из Калифорнийского университета в Ирвайне. Установка строится в старом заброшенном участке туннеля, который оказался расположенным в нужном месте, примерно в 480 метрах от детектора ATLAS. В течение нескольких ближайших лет детектор FASER имеет шанс обнаружить свидетельства, подтверждающие существование темных фотонов или других сравнительно долгоживущих частиц. На сайте проекта он назван программой BSM (Beyond the Standard Model – «За пределами Стандартной модели»).

Еще одна странная идея – это сверхтекучая темная материя, которую первым придумали Лаша Бережиани, который сейчас работает в Институте физики общества Макса Планка, и Джастин Хури из Пенсильванского университета^10. Так же, как вода может существовать в разных агрегатных состояниях (в виде пара, жидкости или льда), чрезвычайно легкие аксионоподобные частицы темной материи тоже могут существовать в разных фазах. При очень низком давлении эта таинственная субстанция ведет себя подобно состоящему из частиц обычному газу и взаимодействует только посредством гравитации. Но в более плотных областях вроде гало из темной материи, из которых образуются галактики, в результате некоего вида самовзаимодействия эти частицы превращаются в сверхтекучую среду с очень специфическими свойствами, чем-то напоминающими совершенно свободное от трения поведение сверхтекучего жидкого гелия.

Умозрительно? Разумеется. Но в этой теории привлекает то, что взаимодействие сверхтекучей темной материи с нормальной барионной материей порождает новую силу, действие которой более или менее похоже на гравитацию. Вот почему Хоссенфельдер так нравится эта идея. «Тайну темной материи пытались решить либо через новый вид элементарных частиц, либо через некоторую форму модифицированной гравитации, – говорит она. – Но, безусловно, меньше всего внимания было уделено возможности сочетания двух вариантов».

Как уже отмечалось, ΛCDM-теория с темной материей в виде элементарных частиц замечательно работает на космологических масштабах, но не в состоянии описать ситуацию в масштабах отдельных галактик, где гораздо успешнее оказывается модифицированная ньютоновская динамика (см. главу 12). Но, по словам Хоссенфельдер, модифицированная ньютоновскся динамика не походит, потому что она не может объяснить свойства скоплений галактик и реликтового излучения. К тому же у этой теории отсутствует приемлемая релятивистская версия. Зато новая сила, действующая со стороны сверхтекучей темной материи, в масштабах отдельных галактик похожа на своего рода модифицированную гравитацию. Поэтому Хоссенфельдер называет ее «самозванным полем».

По ее словам, «наблюдательные данные говорят о том, что мы имеем режим с разными откликами. Неправильно рассматривать [гипотезы о] состоящей из элементарных частиц темной материи и модифицированную гравитацию как две конкурирующие теории, каждая из которых предназначена для объяснения всех данных». В конце концов, как она отмечает в своем популярном блоге Backreaction и на своем YouTube канале, вы же не будете пытаться подправить уравнения Бернулли, описывающие поведение текучих сред, чтобы объяснить свойства льда^11. При фазовом переходе речь идет о двух совершенно разных режимах темной материи с характерным для каждого из них описанием.

Стерильные нейтрино, аксионы, асимметричная темная материя, размытая темная материя, многокомпонентная темная материя, самовзаимодействующая темная материя, сверхтекучая темная материя – полет научной фантазии порождает новые теории быстрее, чем мутации – новые штаммы смертельного вируса. Это что, признак прогресса? Свидетельство того, что мы наконец приходим к единственному решению величайшей тайны астрофизики? Или это признак реального кризиса, когда ученые отчаянно ищут ответ, который все время ускользает от них? Может быть, мы, подобно индийским слепцам, пытаемся всё объяснить через стену, сосну, штык, змею, глисту, не приметив при этом самого слона как он есть?

Эрик Верлинде в Амстердамском университете пошел еще дальше. Он вообще не верит в существование «слона». Согласно его теории «эмерджентной» гравитации, темной материи не существует^12. То, что мы воспринимаем как гравитационное действие таинственной субстанции, на самом деле представляет собой взаимодействие между нормальной материей и вездесущей темной энергией, а сама темная энергия есть следствие термодинамических свойств космологического горизонта – «края» наблюдаемой Вселенной. Если вам это кажется абракадаброй, не волнуйтесь. В эмерджентной гравитации мало кто разбирается, да и сам Верлинде признает, что в ней много недоработок.

Вместе со своим братом-близнецом Германом, который сейчас занимается теорией струн в Принстонском университете, Эрик изучал физику в Утрехтском университете, где голландский лауреат Герард ’т Хоофт привил ему интерес к черным дырам. В то время существование этих таинственных прожорливых космических объектов было еще предметом споров, но такие физики, как Яаков Бекенштейн, Хокинг и Хоофт уже основательно изучали черные дыры в теоретическом плане. В частности, Хокинг показал, что они должны испускать очень слабое излучение вследствие квантовых эффектов вблизи так называемого горизонта событий, расположенного на расстоянии, откуда невозможно вырваться из гравитационного поля черной дыры. А Бекенштейн показал, что черные дыры должны обладать некоторой энтропией (степенью беспорядка), пропорциональной площади горизонта событий. И именно взаимосвязь между термодинамикой и гравитацией черных дыр стала главным компонентом голографического принципа Хоофта, который мы здесь не излагаем из-за его сложности.

Удивительная связь между термодинамикой и гравитацией, вытекающая из математических свойств горизонта событий черной дыры, послужила для Верлинде основой для его теории эмерджентной (или энтропийной) гравитации. Основываясь на работах Теда Якобсена (который сейчас работает в Мэрилендском университете), Верлинде предложил теорию, в которой уравнения общей теории относительности Эйнштейна – наилучшее из имеющихся описаний гравитации – выводятся из неких внутренних микроскопических свойств пространства-времени точно так же, как сформулированные Людвигом Больцманом в 1880 году законы термодинамики выводятся из статистической механики – микроскопического поведения большого числа частиц.

Другими словами, гравитацию нельзя сравнивать с другими известными силами природы – она не является частью Стандартной модели физики элементарных частиц, а естественным образом возникает на макроскопическом уровне как следствие более фундаментальных свойств пространства-времени подобно тому, как температура газа является макроскопической физической величиной, которая есть отражение свойств и поведения триллионов молекул. «Если вы понимаете статистическую механику, то, значит, понимаете и термодинамику, – говорит Верлинде. – Точно так же, если мы полностью поймем пространство-время, то сможем понять и гравитацию».

И это еще не все. Согласно Бекенштейну и Хокингу, горизонт событий черной дыры – «поверхность», из-за которой к нам не может прийти никакая информация, – имеет определенную соответствующую ее энтропии температуру. Согласно Верлинде, то же самое верно и для космологического горизонта. И точно так же, как температура горизонта событий черной дыры влияет на видимую Вселенную посредством излучения Хокинга, термодинамические свойства космологического горизонта оставляют след в видимой Вселенной в форме темной энергии.

Ну а что же с темной материей? В ней нет необходимости, говорит Верлинде. То, что астрофизики считают гравитационным проявлением темной материи, на самом деле является результатом взаимодействия между этим совершенно новым описанием темной энергии и барионной материей во Вселенной. Интересно, что результаты предварительных расчетов Верлинде неплохо согласуются с результатами специально придуманной теории модифицированной ньютоновской динамики. «Конечно, я не могу все объяснить, – говорит Верлинде, – но это не обязательно свидетельствует о неверности идеи».

Пока что его теория не очень доработана, и у нее немного сторонников. Трудности частично связаны с тем, что она бросает вызов многим устоявшимся в космологии представлениям. Например, Верлинде язвительно замечает, что «вся эта концепция Большого взрыва не очень-то вписывается в мою теорию». Но кто знает, в эпоху кризиса может потребоваться большая перезагрузка, совсем как пандемия ковида потребовала глобальной перестройки экономических систем, общественного устройства и систем здравоохранения.

Я покидал Институт теоретической физики Амстердамского университета на закате. Темнело, и шел дождь. Я был в подавленном настроении: неизвестно было, как долго продлится этот локдаун. И к тому же это мрачным образом напоминало ситуацию с темной материей в космологии. Это все когда-нибудь закончится?

Но спустя пять дней все выглядело уже не таким гнетущим. Британская бабушка стала первым в мире человеком, привитым новой вакциной Pfizer/BioNTech. И я понял, что раз теперь с каждой неделей все больше людей будут прививаться от коронавируса, то значит, из любого кризиса найдется выход и наука готова решать любые задачи.

Как когда-то сказал Роберт Кеннеди, «будущее – не подарок, а достижение».

25. Увидеть невидимое

На восточном фасаде огромного белого здания есть маленькая дверь, а на ней – крохотная табличка «Salle Blanche Euclid». Под ней прикрепил скотчем листок бумаги с написанной от руки просьбой: «Bien fermer la porte – Merci» («Закрывайте плотнее дверь – спасибо»). Внутри здания создается очередной космический телескоп Европейского космического агентства.

От исторической площади Капитолия в шумном центре Тулузы до штаб-квартиры компании Airbus Defence and Space на улице Космонавтов 40 минут общественным транспортом^1. Спустя 10 минут руководитель проекта Лорен Бруар провел меня по «чистой комнате», где проводились испытания двух камер – Визуальной камеры (Visual Imager) и Инфракрасного спектрометра и фотометра (NearInfrared Spectrometer and Photometer). Камеры предназначены для реализуемого Европейским космическим агентством проекта «Евклид» – на протяжении шести лет этим высокочувствительным инструментам предстоит произвести съемку трети небесной сферы и получить изображения миллиардов галактик на расстояниях до 10 миллиардов световых лет. Цель проекта состоит в исследовании геометрии Вселенной в попытке достичь лучшего понимания темной энергии и темной материи.

Так художник изобразил космический аппарат «Евклид» Европейского космического агентства. «Евклид», запуск которого запланирован на конец 2022 года, должен исследовать форму и пространственное распределение миллиардов галактик

Стоимость проекта составляет 800 миллионов долларов, а запуск телескопа «Евклид» запланирован на конец 2022 года [27],2. «У нас тут все задерживается на несколько месяцев из-за пандемии ковида», – говорит мне Бруар с сильным французским акцентом. В полной экипировке – совсем как медицинский персонал в отделении интенсивной терапии – мы входим в сверхчистую часть salle blanche («чистой комнаты»), где производится сборка кремниево-карбидного модуля «Евклида». Технический персонал с помощью лазеров и интерферометров проверяет с микронной точностью конфигурацию посеребренных зеркал телескопа, диаметр самого большого из которых составляет 1,2 метра.

«[Сейчас] мы устанавливаем бленду на телескоп, – говорит Бруар. – Вы один из последних, кто в реале смотрит на главное зеркало». Это странное ощущение: вскоре этой сияющей поверхности, отполированной с точностью до 50 нанометров, предстоит на протяжении нескольких лет отражать фотоны, миллиарды лет назад вышедшие из далеких галактик, чтобы астрономы могли построить трехмерную карту распределения темной материи и реконструировать историю расширения Вселенной. Слабое гравитационное линзирование, искривленные изображения галактик, барионные акустические осцилляции, ускоренное расширение пустого пространства – интересно, что обо всем этом подумал бы Евклид Александрийский.

Космический телескоп «Евклид» вобрал в себя опыт, накопленный в ходе реализации наземных проектов вроде уже упомянутых «Обзора красных смещений галактик 2dF» (2dF Galaxy Redshift Survey), «Слоановского цифрового обзора неба» (Sloan Digital Sky Survey), «Килоградусного обзора» (Kilo-Degree Survey), «Обзора темной энергии» (Dark Energy Survey) и обзора Hyper Suprime-Cam. Но благодаря расположению Европейской космической обсерватории в космосе на расстоянии 1,5 миллиона километров позади земной орбиты, если смотреть от Солнца, выполняемые на ней наблюдения будут свободны от влияния атмосферной турбулентности. И к тому же «Евклид» сможет исследовать далекую Вселенную круглосуточно и гораздо эффективнее, чем наземные телескопы.

Вскоре «Евклиду» составит компанию американский аппарат. В середине 2020-х годов предполагается запуск космического телескопа «Нэнси Грейс Роман» – первоначальное название проекта было WFIRST (Wide-Field Infra-Red Space Telescope — «Широкоугольный инфракрасный телескоп»)3. Телескоп назван в честь Нэнси Грейс Роман – первого руководителя отдела астрономии и физики Солнца НАСА и «матери телескопа “Хаббл”». Главное зеркало у него такого же размера, как и главное зеркало знаменитого телескопа «Хаббл» (2,4 метра) при намного большем поле зрения. Новый телескоп с 300-мегапиксельной камерой уступает «Евклиду» по количеству галактик, которые он сможет пронаблюдать, но превосходит его по глубине обзора и диапазону длин волн. Программа наблюдений включает исследование слабого гравитационного линзирования, космического сдвига и барионных акустических осцилляций.

Такого же рода наблюдения станут главной частью программы «Обзор исследования пространства и времени» (Legacy Survey of Space and Time) на 8,4-метровом обзорном телескопе «Симони» в обсерватории имени Веры К. Рубин в Чили (см. главу 6). И для всех этих будущих проектов большим подспорьем будет новый «Спектроскопический инструмент для темной энергии» (Dark Energy Spectroscopic Instrument, DESI), установленный на четырехметровом телескопе имени Мейола в Национальной обсерватории Китт-Пик в Тусоне (штат Аризона). В отличие от многоцветных наблюдений на телескопах «Евклид» и «Нэнси Грейс Роман» и в обсерватории имени Веры Рубин, которые позволят получить грубые фотометрические оценки красных смещений и расстояний до галактик, данные детальных спектроскопических наблюдений DESI позволят определить точные красные смещения и расстояния до десятков миллионов далеких галактик и квазаров на одной третьей части небесной сферы^4.

Анализ совокупности данных с разных наземных и космических инструментов позволяет получить трехмерную карту значительной части наблюдаемой Вселенной. Исследование роста барионных акустических осцилляций со временем – структур, запечатленных в распределении массы примерно 380 000 лет после Большого взрыва, – позволяет реконструировать историю расширения Вселенной, которая, в свою очередь, служит источником информации о поведении темной энергии. А изучение слабого гравитационного линзирования и космического сдвига позволяет измерить тонкие особенности искажения видимой формы далеких галактик под действием неоднородностей распределения массы между этими галактики и Землей и, таким образом, исследовать распределение темной материи в пространстве и во времени.

Сейчас, когда я пишу эти строки, «Евклид» готовят к завершающим предполетным испытаниям, должно вот-вот начаться создание Космического телескопа имени Нэнси Грейс Роман, строительство обсерватории имени Веры Рубин на горе Серро-Пачон близко к завершению, а телескоп DESI полностью готов приступить выполнению пятилетнего спектроскопического обзора. А еще Вселенную «прослушивают» с помощью высокочувствительных детекторов гравитационных волн, космический телескоп «Джеймс Уэбб» к моменту выхода книги должен быть уже в космосе, европейские астрономы занимаются строительством «Чрезвычайно большого телескопа», а на двух континентах – в Австралии и Южной Африке – строится крупнейшая в мире радиоастрономическая обсерватория – Square Kilometre Array. Трудно уследить за всеми новыми проектами – ведь астрофизики никогда не упустят возможности выкачать новую информацию о темной стороне Вселенной из любого фотона, до которого могут дотянуться.

Но знание эволюции во времени темной энергии и пространственного распределения темной материи ничего не говорит о том, с чем же, собственно, мы имеем дело. Мы все так же продолжаем все подробнее изучать следы на земле, не имея возможности узнать, что же за человек их оставил. Если мы хотим узнать истинную природу темной материи – если действительно хотим «увидеть» невидимое – то одни только наземные телескопы и космические обсерватории в этом не помогут, сколь бы мощны они не были. Будущее исследований темной материи будет определяться (или, если хотите, достигаться) также и усилиями не только астрофизиков, но и специалистов по физике элементарных частиц. Как написали в 2018 году физики Джанфранко Бертоне и Тим Тайт в своей обзорной статье в журнале Nature, «основополагающий принцип должен состоять в том, чтобы испробовать все возможности»5.

В подземных пещерах и туннелях охотники за темной материей придерживаются той же стратегии, что и наблюдающие небо астрономы: если вы ищете нечто и не можете найти, то просто постройте более крупный, чувствительный и эффективный инструмент. Это сработало в случае нейтрино и кварков, это сработало с черными дырами, внесолнечными планетами и гравитационными волнами, с бозоном Хиггса – и нет никаких причин считать, что это не сработает с темной материей. Кто знает, быть может, революционное открытие находится как раз за горизонтом наших современных технических возможностей.

Именно на это возлагает надежды Лора Баудис, хотя она и осознает, что «природе наплевать на наши надежды»6. Баудис – специалист по физике элементарных частиц из Цюрихского университета и официальный представитель международного проекта «Дарвин» (DARWIN) с участием около 170 ученых из более чем 30 институтов Европы и США. Цель проекта – строительство супердетектора темной материи на основе жидкого ксенона, намного превосходящего существующие самые передовые установки XENONnT в Италии, LUX-ZEPLIN в штате Южная Дакота и PandaX‑4T в Китае. По словам Баудис, в случае утверждения этого проекта строительство установки стоимостью 150 миллионов долларов может начаться в 2024 году, скорее всего, в лаборатории Гран-Сассо, а первые научные результаты ожидаются в 2027-м^7.

Баудис вспоминает, как, сидя когда-то в Цюрихском аэропорту, увидела самолет небольшой региональной авиакомпании под названием «Дарвин». «Мне это название сразу же понравилось, – говорит она. – Тогда мы еще не были уверены, будет ли в новом детекторе использоваться жидкий ксенон или жидкий аргон, и выбрали в качестве названия DARWIN, что расшифровывается как DARk matter WIMP search with Noble liquids – “Поиск темной материи в виде вимпов с помощью жидких благородных газов”». (Кстати, авиакомпания обанкротилась в конце 2017 года.) Установка DARWIN, начиненная аж 50 тоннами жидкого ксенона, должна обеспечить беспрецедентную чувствительность, достаточную для регистрации взаимодействий с частицами темной материи, происходящих слишком редко для имеющихся в настоящее время детекторов. «Было бы совершенно непростительно не проверить эту возможность, – заявила Баудис журналистке журнала Nature Элизабет Гибни^8. – Будущие поколения могут спросить нас, почему мы этого не сделали».

В какой-то момент станет ясно, что прямое обнаружение вимпов невозможно из-за нейтрино. Солнечные нейтрино и порождаемые космическими лучами «атмосферные нейтрино» создают слабый, но устойчивый фоновый сигнал, от которого невозможно отгородиться никакими современными технологиями. Если искомые взаимодействия с темной материей настолько редкие, что теряются на фоне этого нейтринного фона, то физики рано или поздно «натолкнутся на нейтринную стену» и прямое обнаружение вимпов будет невозможным. Если в ходе реализации проекта DARWIN темную материю удастся открыть до того, как ученые упрутся в нейтринный фон, то, по словам Баудис, это может оправдать строительство еще более крупной, 100-тонной установки для более основательного исследования этой субстанции. «Но это уже будет конец пути. Если открытия не случится, то DARWIN станет последней такой установкой».

Разумеется, возможно, что решение загадки темной материи будет получено с помощью детекторов других типов, рассчитанных не на вимпы, а на другие виды частиц. Не исключено, что будущие большие нейтринные детекторы вроде «Гиперкамиоканде» в Японии, подземной нейтринной обсерватории Цзянмэнь в Китае и установки DUNE в бывшем золотом руднике Хоумстейк в Южной Дакоте внесут бо́льшую ясность в вопрос о массах трех видов нейтрино и возможности существования невидимого океана «теплой» темной материи из гораздо более массивных стерильных нейтрино^9. В то время как описанный в главе 23 эксперимент ADMX в Сиэтле до сих пор не смог обнаружить аксионоподобные частицы, ученые уже занимаются созданием гораздо более масштабной и чувствительной Международной аксионной обсерватории. Ее основной задачей будет поиск солнечных аксионов, но эта установка может также обнаружить аксионы темной материи в галактическом гало^10.

После осмотра чистой комнаты телескопа «Евклид» я наслаждаюсь бокалом вина на одной из террас на площади Капитолия, окруженной характерными для Тулузы кирпичными домами из красно-розового кирпича. И снова пытаюсь представить себе, как миллионы частиц темной материи ежесекундно проходят через каждый квадратный сантиметр моего тела. Незаметные, невидимые, таинственные. Вездесущая призрачная субстанция, пронизывающая нашу планету, нашу Солнечную систему, нашу Галактику и каждый уголок нашей расширяющейся Вселенной. А ученые не имеют представления об истинной природе этой субстанции.

На протяжении жизни всего нескольких поколений мы поняли, насколько малое место занимает человечество в пространстве и во времени. Мы узнали структуру земных недр, нашли решение загадки источника энергии Солнца и заглянули внутрь атомного ядра. Мы расшифровали генетический код нашей ДНК, узнали про заразные вирусы и про то, как с ними бороться. Мы создали искусственный интеллект. И при этом, несмотря на десятилетия целенаправленных усилий, самые блестящие умы планеты так и не смогли ответить на один из самых фундаментальных из когда-либо поставленных нами вопросов: из чего же состоит материальная Вселенная?

Быть может, как считают Мордехай Милгром и Эрик Верлинде, мы гоняемся за химерами, а никакой темной материи вообще нет. Вполне возможно, что мы на неправильном пути. Как говорит Сабина Хоссенфельдер, «нам следует выйти из бесплодного цикла, когда мы придумываем новые теоретические сущности, создаем новые детекторы для их поиска, а потом ничего не обнаруживаем и повторяем все снова и снова, – бесполезная трата времени и денег». А кто знает, может быть, мы просто недостаточно компетентны для того, чтобы понять природу на ее самом глубоком уровне. Ящерица никогда не поймет термодинамику, и мы не ожидаем от собаки решения уравнений квантовой механики – так почему же Homo sapiens должен стать первым животным, которому суждено полностью постичь внутреннее устройство Вселенной? В конце концов, природа не обязана быть понятной для нашего крохотного 1300-граммового мозга.

И все же ученые не сдаются, несмотря на все неудачи, сомнения, нулевые результаты и тупики. Если реализуемый сейчас эксперимент не дает решения загадки, то это может получиться в одном из следующих. По словам Баудис, мы не можем указывать природе, как ей себя вести, «но мы не должны терять надежду. Есть множество примеров, когда потребовались десятки лет, прежде чем теоретические предсказания были подтверждены наблюдениями. Экспериментатор просто не может жить сегодняшним днем, а всегда должен готовиться к следующему этапу».

Сьюзен Басегмез, специалист по физике элементарных частиц из Национального института ядерной физики и физики высоких энергий Nikhef в Амстердаме, выражается еще более прямолинейно^11. Она родилась в Турции через два года после выхода пионерской статьи Джима Пиблса про небарионную холодную темную материю, в 2007 году отправилась в ЦЕРН и с 2018-го живет и работает в Нидерландах. По ее словам, «темная материя – одна из величайших загадок современной науки, и поэтому мы никогда не сойдем с нашего пути. Я очень надеюсь, что эта проблема будет решена в течение следующего десятка лет или около того. Если к тому времени мы все еще будем с пустыми руками, то, возможно, придется придумать что-то новое. Или заняться разработкой новых экспериментов».

Басегмез участвует в трех международных проектах, которые могут способствовать решению загадки. Это поиски признаков темной материи на земле, в океане и у нас над головой. Детектор CMS может однажды открыть частицы темной материи в обломках от столкновений протонов. В Средиземном море европейские институты строят подводный нейтринный детектор KM3NeT, который, возможно, обнаружит нейтрино, порождаемые когда (и если) частицы темной матери аннигилируют или распадаются^12. А после эффектного и дорогостоящего ремонта в конце 2019 и начале 2020-го на Международной космической станции магнитный альфа-спектрометр (AMS) Сэма Тинга продолжит в ближайшие годы сбор данных о космических лучах и, возможно, обнаружит свидетельства аннигиляции темной материи во Вселенной.

По словам Басегмез, «участие сразу в трех экспериментах упрощает процесс сочетания разных измерений и сравнение данных. Например, в рамках разных теорий можно на основе данных спектрометра AMS предсказать вид нейтринного сигнала, который можно ожидать в эксперименте KM3NeT». А пока что она не теряет надежды на то, что прямые эксперименты вроде XENONnT, LUX-ZEPLIN и DARWIN смогут в ближайшем будущем обнаружить вимпообразные частицы. Что же касается образования темной материи в ускорителях элементарных частиц, то она возлагает надежды на «Будущий кольцевой коллайдер» (Future Circular Collider) – проект стоимостью несколько миллиардов долларов по созданию установки, которая должна быть почти в четыре раза крупнее и в семь раз мощнее церновского Большого адронного коллайдера. Как говорит Басегмез, «эта установка безусловно будет очень полезна для исследования темной материи. У нас нет особого представления о том, чего ожидать, но я не из тех, кто сдается».

Есть еще и изобретательные ученые, которые предлагают совершенно новые способы обнаружения темной материи – то, что раньше (а в некоторых случаях – и сейчас) было невозможно по причине недостаточного уровня развития техники. Например, некоторые физики исходя из гипотезы, когда-то высказанной Дэниелом Сноуден-Иффтом, Эриком Фрименом и Бруфордом Прайсом, допускают возможность обнаружения следов темной материи в некоторых подземных минералах^13. Как объясняет Себастьян Баум из Стэнфордского университета, взаимодействие с вимпом может придать атомному ядру небольшой импульс, из-за которого энергичное ядро нарушит кристаллическую структуру минерала, оставив различимый микроскопический трек длиной несколько нанометров. По словам Баума, «на глубине больше пяти километров, будучи полностью защищены от космических лучей, такие треки должны накапливаться на протяжении сотен миллионов лет. Требуется время, чтобы убедить людей, и соответствующая методика пока еще не разработана, но “палеодетекторы” могут стать реальностью лет через десять»14.

Еще более сложный проект, предполагающий создание детектора гравитационной связи, разрабатывается охотником за темной материей Рафаэлем Лэнгом и его группой в университете Пердью. С помощью матрицы из нескольких миллионов крохотных детекторов, чувствительных к невероятно малым силам на уровне нескольких единиц 10–21 Н, что составляет около одной десятимиллионной веса типичной бактерии, можно будет зарегистрировать гравитационный эффект от пролетающей частицы темной материи, если только она очень массивна, как это предсказывают некоторые весьма умозрительные теории. «Согласны, идея несколько безумная, – сказал Лэнг журналисту Адаму Манну в 2020 году, – но я полагаю, у всех разное представление о том, насколько она безумна»15.

«Безумная» – пожалуй, лучшее слово для характеристики загадки темной материи. Безумная и сумасшедшая. В мае 2022 года исполнилось ровно 100 лет с того момента, как Якобус Каптейн ввел проблематику темной материи в привычном нам виде в научный обиход в своей знаменательной статье в журнале Astrophysical Journal. С тех пор астрономы исследовали звезды, галактики и скопления во все больших подробностях. Попытки понять материальное устройство Вселенной привели астрономов к теории Большого взрыва, пониманию нуклеосинтеза в первые минуты космической истории и открытию реликтового излучения. Ученые измерили скорость вращения галактик, создали трехмерные карты Вселенной и смоделировали на суперкомпьютерах рост крупномасштабной структуры. Гравитационные линзы и вспышки далеких сверхновых открыли новые возможности для исследования распределения материи и ускоренного расширения пустого пространства.

Тем временем специалисты по физике элементарных частиц открыли нейтрино, антиматерию, кварки и бозоны-переносчики взаимодействий, причем ничего из этого не было известно Каптейну и его современникам. Затем ученые занялись созданием успешной Стандартной модели и строительством все более грандиозных коллайдеров и подземных детекторов для проверки ее предсказаний и поиска отклонений, которые могут служить намеком на существование неизвестных частиц. Экспериментальные исследования позволили узнать много нового о мире элементарных частиц, а теоретические изыскания могут однажды привести к плодотворному сочетанию общей теории относительности и квантовой механики – заветной мечте фундаментальной физики.

Но истинная природа темной материи все еще окутана тайной. Несмотря на усилия сотен настойчивых ученых, петабайты данных и тысячи сложнейших публикаций, мы все еще не знаем, из чего же состоит 80 % материальной Вселенной. Мы ощущаем взмах уха и остроту бивня. Мы слышим топот ног и фыркающий звук хобота. Мы также ощущаем массивное тело. Но мы не имеем ни малейшего представления о самом слоне.

Может быть, все это нормально. Может быть, десятилетия поисков темной материи – это лучший катализатор научных исследований в космических масштабах и в масштабах микромира, подобно тому как поиски внеземной жизни стимулировали исследование планет, космохимии и поиски внесолнечных планет. Даже если мы никогда не дойдем до цели, то все равно сможем по пути насладиться невероятными видами.

Темная материя правит нашей Вселенной. Без темной материи, скорее всего, не было бы нас, и некому было бы задумываться над природой мироздания. А с темной материей мы никогда не перестанем заниматься поиском ответов. Так или иначе, но она определяет, кто мы есть.

Благодарности

Множество людей помогали мне при создании этой книги. Первым делом я хочу поблагодарить моего агента Питера Толлака из литературного агентства Science Factory и Дженис Одет из издательства Harvard University Press за их доверие, энтузиазм и поддержку. Я также очень благодарен за высказанные замечания двум анонимным рецензентам, проверившим рукопись на предмет фактических ошибок и несоответствий. Спасибо Саймону Ваксману за его старательную стилевую и грамматическую правку моей исходной рукописи. Я также благодарен Ави Лебу за написанное им предисловие.

Моя особая благодарность – астрофизикам, радио-астрономам, космологам, специалистам по физике элементарных частиц, компьютерным асам и создателям приборов, которые гостеприимно распахнули передо мной двери своих исследовательских центров, поделились своими историями и мыслями и помогли улучшить рукопись. Разумеется, все оставшиеся фактические ошибки – это только моя вина. Я хочу, в частности, выразить свою благодарность Бобу Абрааму, Чарльзу Олкоку, Елене Априле, Эрику Обургу, Сьюзен Басегмез, Лоре Баудис, Себастиену Бауму, Мелиссе ван Бееквельд, Рите Бернабеи, Джанфранко Бертоне, Альберту Босма, Джейми Бойду, Лорану Бруару, Дугласу Клоу, Дэну Коу, Ауке-Питеру Колейну, Патрику Дековски, Элеоноре Ди Валентино, Питеру Доккуму, Джорджу Эфстатиу, Дэниелу Эйзенштейну, Джону Эллису, Сандре Фабер, Кенту и Эллен Форд, Кэтрин Фриз, Карлосу Фрэнку, Рику Гейтскеллу, Амине Хелми, Дэну Хуперу, Сабине Хоссенфельдер, Коэну Кёйкену, Эрику Ланену, Ави Лебу, Дженифер Лоц, Рейне Маруяме, Стейси Макго, Даану Меербургу, Мордехаю Милгрому, Джерри Острайкеру, Мерсе´дес Паничча, Марселу Павловски, Джиму Пиблсу, Тристану дю Прее, Джелу Примаку, Мортону Робертсу, Дидрику Ресту, Грей Рыбке, Йоопу Шайе, Жаку и Рене Себаг, Сету Шостаку, Трейси Слатье, Маркусу Штейдлу, Жако де Сварту, Сэмюэлю Тингу, Эрику Верлинде, Иво ван Вульпену, Саймону Уайту, покойному Хуго ван Вердену, Альфредо Дзентено и Кэтрин Зурек.

Части главы 22 были впервые опубликованы под названием «Полемика о постоянной» в июньском номере 2019 года журнала Sky & Telescope. Они приводятся здесь с разрешения редакции.

Источники иллюстраций

С. 25: предоставлена П. Дж. Э. Пиблсом

С. 45: Группа проекта XENON

С. 60: Рудольф Ридл

С. 73: Европейская южная обсерватория /Л. Калькада

С. 80: Институт Карнеги / Архив отдела земного магнетизма

С. 97: Тодд Мейсон, компания Mason Productions Inc. / Обсерватория имени Веры Рубин / Национальный научный фонд США / Ассоциация университетов по исследованиям в области астрономии

С. 115: НАСА

С. 130: Марсель Шмейер

С. 143: © Попечительский совет Калифорнийского университета. Из Специальной коллекции Библиотеки Калифорнийского университета в Санта-Круз: US Santa Cruz Photography Services Photographs.

С. 150: ЦЕРН

С. 164: Д. Нельсое / Группа проекта IllustrisTNG

С. 181: Яна Ждарска

С. 202: НАСА / Рентгеновский центр «Чандра», Д. Клоу, М. Маркевич

С. 214: Музей Виктории

С. 231: НАСА / ЕКА / А. Рисс (Научный институт космического телескопа / Университет Джона Хопкинса) / С. Родни (университет Джона Хопкинса)

С. 246: Уил Тирион – Uranography & Graphic Design

С. 253: ЕКА / Коллаборация «Планк»

С. 269: Коллаборация XENON

С. 284: Рефдар Хан, Национальная ускорительная лаборатория имени Энрико Ферми

С. 300: НАСА

С. 316: предоставлена Питером ван Доккумом

С. 335: НАСА

С. 338: Пресс-служба Технологического института Карлсруэ

С. 359: ЦЕРН

С. 367: ЕКА / К. Карро

Примечания доступны по коду

Примечания

1

«Ученый спор», перевод С. Я. Маршака. – Прим. пер.

2

Постдок – это молодой ученый, защитивший диссертацию и работающий в университете или научной организации на временной ставке (2–4 года), которая позволяет заниматься научно-исследовательской работой под руководством опытного исследователя. – Прим. пер.

3

По-видимому, отсылка к книге Дугласа Адамса «Автостопом по Галактике» (перевод В. Баканова; АСТ, 1997): Специально созданный суперкомпьютер «Мыслитель», поразмышляв семь с половиной миллионов лет, на заданный ему «Основной вопрос жизни, Вселенной и всего остального» ответил: «Сорок два». – Прим. пер.

4

В сериале: «Это жизнь, Джим, но не такая, какой мы ее знаем». – Прим. пер.

5

Цитата из трагедии Шекспира «Гамлет», д. 1, сц. 5, слова Гамлета; перевод М. Вронченко. – Прим. пер.

6

Имеется в виду, что телескоп впервые «увидит» свет космоса при первых пробных наблюдениях. – Прим. пер.

7

Перевод Майи Лахути. – Прим. пер.

8

Перевод Майи Лахути. – Прим. пер.

9

На самом деле галактика Андромеды вместе с расположенной практически на таком же расстоянии галактикой Треугольника – это ближайшие к нам спиральные галактики. Гораздо ближе к нам (примерно в 10 раз) находятся некоторые карликовые галактики, наиболее известные из которых – Большое и Малое Магеллановы Облака. – Прим. пер.

10

Имеется в виду сравнение кривой вращения с проекцией рельефа местности – вместо ожидаемого снижения («склона») наблюдается ровное «плоскогорье». – Прим. пер.

11

Транзиентные объекты – это объекты, у которых бывают и нерегулярные кратковременные изменения блеска (возможно, даже однократное изменение – например, как в случае вспышки новой или сверхновой). – Прим. пер.

12

Шекспир У. Король Лир / пер. Б. Пастернака // Полное собрание сочинений в 8 т. – Т. 6. – М.: Искусство, 1959. – Прим. пер.

13

Тит Лукреций Кар. О природе вещей / пер. с латинского Ф. Петровского. – М.: Художественная литература, 1983. – С. 86. – Прим. пер.

14

Отсылка к Ветхому Завету (Быт. 1:2–7 – синодальный перевод): «Земля же была безвидна и пуста, и тьма над бездною, и Дух Божий носился над водою». – Прим. пер.

15

Саббатикал – длительный творческий частично оплачиваемый отпуск, предоставляемый ученым и преподавателям, имеющим достаточный стаж работы в университете. Сотрудники на это время освобождаются от всех текущих обязанностей, чтобы иметь возможность сосредоточиться на научной или творческой работе. – Прим. пер.

16

Журнал открытого доступа – журнал, статьи в котором являются общедоступными без необходимости оформления и оплаты подписки. – Прим. пер.

17

Фальсифицируемость – это предложенный австрийским и британским философом науки Карлом Поппером в 1935 году критерий научности теории. Теория считается удовлетворяющей этому критерию, если она в принципе может быть экспериментально или иным образом опровергнута. – Прим. пер.

18

Телескоп Шмидта – зеркально-линзовый телескоп со сферическим главным зеркалом и специальной корректирующей линзой. Отличается большим полем зрения и поэтому применяется для обзорных наблюдений. – Прим. пер.

19

На самом деле в рамках проекта OGLE Большое и Малое Магеллановы Облака наблюдаются наряду с центральной частью нашей Галактики. – Прим. пер.

20

По-видимому, у автора описка и имеется в виду темная энергия. – Прим. пер.

21

Цитата из стихотворения «Огонь и лед» американского поэта Роберта Фроста (1874–1963); перевод Вл. Васильева. – Прим. пер.

22

Жорж-Пьер Сёра (1859–1881) – французский художник-импрессионист, создавший оригинальный метод живописи под названием «пуантилизм», когда картина рисуется мелкими точечными мазками почти чистых красок без их смешения. Итоговый цвет получается на сетчатке глаза зрителя при разглядывании картины с некоторого расстояния. – Прим. пер.

23

Слова из песен Боба Дилана Blowin’ in the Wind («The answer is blowin’ in the wind») и Knockin’ on heaven’s door («Feel I’m Knockin’ on Heaven’s Door»). – Прим. ред.

24

Twitter (X) заблокирован в Российской Федерации по требованию Генеральной прокуратуры. – Прим. изд.

25

Вообще говоря, вклад скорости реального движения галактики в пространстве в красное смещение есть всегда, но в случае близких галактик он сравним со скоростью, связанной с расширением Вселенной, или даже превышает ее, а для далеких галактик – пренебрежимо мал по сравнению с этой скоростью. – Прим. пер.

26

Войды – обширные области между галактическими нитями, в которых отстутствуют или почти отсутствуют галактики и скопления. – Прим. ред.

27

Спутник «Евклид» был выведен в космос 1 июля 2023 года. – Прим. пер.

Content

Говерт Шиллинг
Слон во Вселенной. 100 лет в поисках темной материи

Слепцы и слон

Предисловие

Введение

Часть I Ухо

1. Материя, но не такая, какой мы ее знаем

2. Подземные призраки

3. Первопроходцы

4. Эффект гало

5. Плоская кривая

6. Космическая картография

7. Барионы Большого взрыва

8. Радиоастрономические мемуары

Часть II Бивень

9. На холод

10. Чудотворные вимпы

11. Моделирование Вселенной

12. Еретики

13. За линзой

14. Культура МАЧО

15. Разлетающаяся Вселенная

16. Журавль в небе

17. Характерные признаки

Часть III Хобот

18. Ксеноновые войны

19. Поймать ветер

20. Вестники из далекого космоса

21. Мелкие нарушители

22. Космологическая несогласованность

23. Неуловимые призраки

24. Темный кризис

25. Увидеть невидимое

Благодарности

Источники иллюстраций

Примечания