из крайне тяжелых, медленных частиц. Эти частицы получили название слабовзаимодействующих элементарных частиц с неравной нулю массой покоя (WIMPs — Weakly Interacting Massive Particles). Ни одна из них не была пока обнаружена, но существование некоторых таких частиц вытекает из теорий, объясняющих механизм появления массы у элементарных частиц (см. гл. 2). Холодная темная материя могла бы включать:
— фотино, или суперсимметричных партнеров фото нов с массой, превышающей массу протонов в 10-100 раз;
— аксионы, гипотетические частицы, призванные объяснить отсутствие определенного свойства у ней тронов, а также наблюдаемую асимметрию Вселен ной;
— кварковые комья, представляющие собой необычное, пока еще не наблюдавшееся сочетание шести кварков (см. гл. 2).
♦ Темная горячая материя. Эта материя состоит из легких быстродвижущихся частиц. Самый подходящий соискатель на это место — нейтрино. Поначалу нейтрино считали частицей с нулевой массой покоя, но недавние опыты свидетельствуют, что они могут обладать небольшой такой массой. Сколько бы ни было нейтрино во Вселенной, их совокупная масса, похоже, слишком мала, чтобы как-то решить вопрос с темной материей.
Недопонимание тяготения. Галактики все еще представляют в виде скопления частиц, подчиняющихся законам Ньютона. Несмотря на то что теория тяготения выдержала проверку временем, новые опыты могут заставить внести в них изменения для межгалактических расстояний.
Прогнозирование будущего Вселенной
При всей сложности нерешенной проблемы темной материи не она является крупнейшей проблемой, с которой сегодня приходится иметь дело астрономии. Возникла эта проблема в конце 1990-х годов в ходе изучения космологами развития Вселенной с теоретических позиций. На пространственно-временной схеме эволюции Вселенной четко просматривается несколько возможностей ее дальнейшей судьбы (рис. 6.12).
Рис. 6.12. Расстояние между галактиками во Вселенной в зависимости от времени
Представить движение Вселенной можно на примере подбрасывания мяча в воздух. Если подбросить его достаточно резко, то мяч высоко взмоет в небо, замрет на какой-то миг и затем упадет к вам в руки. Нечто подобное происходило бы в замкнутой Вселенной. Возвращение мяча вызвано силой тяготения, благодаря массе Земли, достаточно большой, чтобы вернуть мяч обратно. Теперь подбросим мяч, находясь на небольшом астероиде. Если астероид невелик, то пущенный с определенной скоростью мяч может и не вернуться на него, преодолев его силу тяготения. Такое положение соответствовало бы открытой Вселенной. Если же вы окажитесь на небесном теле с подходящей массой, мяч начнет удаляться бесконечно далеко, причем скорость его будет стремиться к нулю. Такое состояние характерно для плоской Вселенной.
Итак, вопрос об эволюции Вселенной, похоже, стоит так: хватит ли массы у нее для удержания от непрестанного расширения? Главным фактором эволюции Вселенной является величина совокупной плотности ее вещества и энергии, а необходимость учета обеих величин определяется знаменитым уравнением Эйнштейна Е= mс2 (см. гл. 2).
Плотность вещества (энергии) обычно выражается величиной омега, равной приведенной плотности вещества (энергии) (по отношению к критической плотности). Омега, равная единице в случае совпадения плотности вещества (энергии) с критическим значением плотности, указывает на расширение Вселенной со все уменьшающейся скоростью, и через бесконечное время на бесконечном удалении она уже не будет ни расширяться, ни сжиматься. Этот случай характерен для Вселенной с критической плотностью. Если масса определяет геометрию времени-пространства, критической плотности соответствует плоская Вселенная, где сохраняется параллельность линий и справедлива евклидова геометрия.
Если омега больше единицы, значит, расширение Вселенной будет замедляться еще быстрее и, достигнув предельных размеров, она начнет стягиваться, пока не произойдет «большого сжатия». Данный случай описывает поведение замкнутой Вселенной, где параллельные линии начнут сходиться.
Если омега меньше единицы, Вселенная будет вечно расширяться со слегка замедляющейся скоростью. Данный случай описывает поведение открытой Вселенной, где параллельные линии начнут расходиться.
Согласно видимой материи (энергии) омега значительно меньше единицы, что свидетельствует об открытой Вселенной. Современные оценки количества темной материи во Вселенной дают существенную прибавку массы, однако получаемая совокупная величина уступает критической плотности. Согласно значениям видимой и темной материи Вселенная открыта независимо от возможного состава темной материи. Вопрос, стало быть, снят? Не тут-то было.
Столкнувшись с неожиданным: ускорение Вселенной
В начале 1990-х годов две разные группы ученых занялись измерением расстояния до сверхновых звезд (см. гл. 3) в надежде определить замедление Вселенной нахождением ее нынешней скорости расширения, которая, по их мнению, должна была падать со временем. Но нашли они не то, что искали: вместо замедления получили ускорение. Ученые были столь удивлены, что, боясь ошибиться, несколько раз перепроверили свои результаты и лишь затем их обнародовали.
Прежде чем приступить к изучению этих данных, посмотрим, что ученые пытались сделать. Ведь, как мы помним, затруднение Хаббла при определении расстояний до удаленных галактик вызывалась тем, что переменные звезды-цефеиды у таких галактик оказывались слишком тусклыми. Поэтому вполне разумно было отыскать более яркие объекты с известной светимостью, после чего вычислить расстояние до них на основе их относительной светимости. При всей яркости сверхновых звезд светимость зависит от их массы. Один вид сверхновых связан со звездой постоянной массы, а поэтому и известной светимости. Подобное происходит, когда белый карлик получает дополнительную массу от звезды-спутника, и этой массы достаточно, чтобы превысить предел для массы белого карлика (в 1,4 раза больше массы Солнца).
Тогда белый карлик взрывается, становясь сверхновой звездой типа 1а. Ввиду своей чрезвычайной светимости сверхновые типа 1а легко различимы в отдаленных галактиках. Такие сверхновые взрываются с одной и той же светимостью, так что расстояние до них можно вычислить, измеряя их видимый блеск: чем он слабее, тем она дальше. Трудность данного подхода связана с тем, что сверхновые типа 1а сохраняют свою максимальную яркость лишь в течение нескольких недель.
В 1998 году в рамках проекта космологии сверхновых звезд Калифорнийского технологического института и Международного консорциума по поиску сверхновых с большой Z [26] [величиной красного смещения] исследовались различные сверх новые типа 1а вблизи максимума их яркости и определялись их расстояния. С помощью метода доплеровского сдвига, впервые предложенного Весто Слайфером, они определили красные сдвиги галактик, где находились сверхновые, и сравнили полученные величины со значениями, получаемыми с применением зависимости Хаббла. Измерения показали, что эти отдаленные сверхновые обладают значительно меньшим блеском, чем указывает зависимость Хаббла. А поскольку свету от вспыхнувших сверхновых пришлось добираться к нам 4–8 млрд лет, измерения свидетельствовали, что сегодня Вселенная расширяется значительно быстрее прежнего. Иначе говоря, ее расширение идет с ускорением.
На следующий год обнаружили еще более удаленную сверхновую. Оказалось, что это самая далекая из когда-либо наблюдавшихся звезд, и свет от нее шел 11 млрд. лет. Блеск ее оказался выше расчетного. Получалось, что 11 млрд. лет назад происходило замедление
