Эмбрионы галактик: Темное дело

Некоторые ученые полагают, что темная материя — это уже известные космические тела, такие как холодные останки белых карликов, газовые планеты-гиганты или неактивные нейтронные звезды, не испускающие электромагнитного излучения (то есть не являющиеся пульсарами). Другие считают носителями скрытой массы элементарные частицы, возможно, еще не открытые. Таким образом, предполагается, что темная материя состоит либо из «обычного» барионного вещества (барионы — трехкварковые частицы, к числу которых относятся протоны и нейтроны), либо из объектов небарионной природы.

Впрочем, существует еще одна гипотеза, согласно которой вероятными кандидатами на звание темной материи считаются черные дыры, сгустки гравитационного поля.

Темная материя не может состоять только из космического газа. Горячий ионизированный газ в скоплениях галактик ярко светится в рентгеновском диапазоне, что позволяет оценить его массу. Обычно она не превышает 15−17% динамической массы скопления, а для галактических гало этот показатель еще меньше. В космосе имеется также нейтральный водород, который выдает свое присутствие поглощением и излучением 21-см радиоволн. Но и его слишком мало.

Еще не так давно астрономы предполагали, что темная материя галактической свиты концентрируется в плотных несветящихся сгустках. Им придумали название Massive Compact Halo Objects — массивные компактные объекты гало, сокращенно MACHO. MACHO любой природы своим тяготением должны искривлять световые волны, проходящие в их окрестности. Если MACHO находится точно между звездой и нашей планетой, то он «стягивает» на себя свет звезды и тем самым увеличивает ее видимый блеск. Этот эффект называется гравитационным микролинзированием. Возможность измерять изменения яркости впервые пришла в голову норвежскому астроному Сюру Рефсдалу еще в 1960-х. В начале 1980-х годов аспирантка Кембриджского университета Мария Петру рассмотрела этот эффект в своей диссертации, но не опубликовала ее. В итоге официально пальма первенства досталась принстонскому астрофизику Богдану Пачинскому, который в 1986 году предложил использовать гравитационное микролинзирование для поиска темной материи и четко объяснил, как это сделать.

В 1992 году поисками компактных носителей темной материи занялись участники международного проекта MACHO, которые пользовались для наблюдений 127-сантиметровым зеркальным телескопом постройки 1868 года, установленным в австралийской обсерватории Маунт Стромло. Этот инструмент был оснащен панорамным фотоэлектрическим детектором, позволяющим одновременно регистрировать изменения яркости около миллиона звезд. Конкурирующая франко-чилийская группа EROS (Experience pour la Recherche d’Objets Sombres) прибегла к помощи 50-см широкоугольного телескопа Южной Европейской обсерватории в чилийских Андах. Обе группы следили за звездами двух соседних галактик, Магеллановых облаков. А в рамках проекта OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) американские и польские астрономы принялись искать темную материю и в нашей галактике.

В общей сложности три группы зарегистрировали сотни случаев микролинзирования. Наблюдения в рамках программы MACHO проводились до 1999 года, EROS — до 2003-го, а OGLE продолжает их и поныне. Не исключено, что некоторые случаи можно объяснить отклонением световых лучей телами с массой около половины солнечной. Однако таких тел очень мало. Результаты проекта MACHO показали, что суммарная масса компактных объектов не превышает 20% массы темной материи галактических гало, а EROS вообще отдает им не больше 7%.

Однако это не означает, что попытка поиска темной материи посредством гравитационных линз полностью провалилась. В январе 2007 года международная группа COSMOS (Cosmic Evolution Survey) опубликовала своего рода томограмму темной материи для сектора небосвода размером в 1,6 квадратных градуса, расположенного вблизи направления на северный полюс нашей Галактики. Гравитационное линзирование (на этот раз без приставки «микро») сотен тысяч далеких галактик позволило определить, как в этом пространственном конусе распределялась темная материя вплоть до эпохи, когда возраст Вселенной составлял лишь около шести миллиардов лет. Получилась удивительно красивая трехмерная карта (два пространственных измерения и одно временное). Темная материя предстает в виде облака, которое 7−8 млрд. лет назад было почти гомогенным, но позднее фрагментировалось на отдельные «комки». На временных срезах карты хорошо видно, что галактики предпочитают группироваться вдоль нитеобразных уплотнений темной материи и особенно в зонах пересечения таких нитей, где ее притяжение особенно велико. В целом эти выводы согласуются с моделью холодной темной материи, однако более конкретных указаний на ее природу они не содержат.

Чисто астрономические объяснения природы темной материи в лучшем случае могут претендовать на описание лишь малой ее части. Согласно современной космологии все 1078 нуклонов существовали уже через 100 секунд после Большого взрыва, однако их суммарная масса составляет всего 4% от общей массы Вселенной (эта величина полностью соответствует астрономическим и астрофизическим наблюдениям). По последним данным, полученным в 2006 году, еще 22% полной массы Вселенной приходятся на небарионную материю, а остальные 74% — на вакуумное поле, которое ускоряет расширение космоса (девять лет назад американский физик-теоретик Майкл Тернер по аналогии с темной материей назвал его темной энергией).

Это вовсе не означает, что проекты типа MACHO не имеют смысла. В конце концов, источники электромагнитного излучения (в основном звезды, горячий газ и пульсары) не исчерпывают всей барионной материи, хоть и представляют ее доминирующую часть (пару лет назад было доказано, что ионизированного газа в космосе гораздо больше, чем считали ранее). Потому, с точки зрения астрономов, погоня за барионной компонентой темной материи вполне оправдана, хотя в целом и не слишком перспективна. «Гравитационное микролинзирование показало, что компактные объекты с массой от земной до ста солнечных в лучшем случае обеспечивают не больше 20% от массы галактических гало, — говорит профессор астрофизики Гарвардского университета Ави Лёуб. — Такими объектами, например, могут быть коричневые карлики — тусклые протозвезды с массой не более десятой доли массы Солнца, излучающие в красной части видимого спектра и в ИК-диапазоне. Небольшое число их обнаружено в диске нашей Галактики. Если они есть и в гало, то отнюдь не в изобилии».

Сказанное относится и к остывшим белым карликам, которые тянут на половину солнечной массы. Однако эти тела образуются после взрыва новых звезд, выбрасывающих в пространство азот и углерод. Загрязнений нужного уровня в гало не найдено. Конечно, можно предположить, что существуют механизмы очистки гало от подобного мусора, но науке они неизвестны. Поэтому белые карлики тоже не лучшие кандидаты. Это же справедливо и для нейтронных звезд, масса которых составляет около полутора солнечных.

Некоторые астрономы полагают, что часть темной материи гало могут составлять компактные облака холодного водорода, размеры которых не превышают десятых долей светового года (иначе бы их заметили радиоастрономы). Такие облака могут существовать, но пока их никто не наблюдал.

Астрономы пока не нашли носителей скрытой массы, но у физиков уже припасено немало гипотетических частиц — кандидатов на эту роль. Каковы требования к таким частицам? Первое и основное — если они и распадаются, то крайне редко. Соотношение темной и обычной материи сохраняется чуть ли не с момента Большого взрыва. Все это время общее количество барионов оставалось неизменным или почти неизменным. Правда, теоретики допускают, что протоны могут распасться, но, если это даже и так, время их жизни неизмеримо превышает возраст Вселенной. Следовательно, частицы темной материи должны тоже обладать если и не абсолютной, то чрезвычайно высокой стабильностью.

Второе условие — ненулевая собственная масса (масса покоя). Безмассовые частицы, такие как фотоны, движутся со скоростью света. Поэтому они заведомо не могут скапливаться в гравитационных ловушках и формировать облака, которые обнаружили астрономы. По этой же причине частицы темной материи не могут перемещаться с околосветовыми скоростями, причем ни в наше время, ни в юности мироздания (иначе откуда бы взялись первые звезды и галактики?). Получается, что темная материя должна состоять из достаточно «холодных» частиц, не способных к слишком быстрому перемещению.

Пункт третий — эти частицы обязаны быть электронейтральными. Заряженные частицы поглощают и излучают фотоны, и поэтому их легко обнаружить. Строго говоря, так же могут вести себя и нейтральные корпускулы. Например, частица может включать положительную и отрицательную «половинки», и тогда при нулевом заряде она будет обладать дипольным моментом. О подобных тонкостях речи нет, но отсутствие заряда — условие непременное.

Помимо электромагнитного взаимодействия, у природы есть еще три — сильное, слабое и гравитационное. Темная материя, разумеется, чувствует гравитацию. Нет ничего невозможного в том, что ее частицы также участвуют в слабом и сильном взаимодействиях. Правда, вероятность их серьезных столкновений с нуклонами и электронами исключительно мала, иначе бы космическая темная материя продемонстрировала свое присутствие куда активней. Для слабых взаимодействий такое условие выполняется без проблем, а по отношению к сильным его необходимо обеспечить некими особыми свойствами частиц.

Годятся ли на роль носителей темной материи уже известные частицы? Единственный возможный кандидат — нейтрино, слабовзаимодействующие лептоны, которые рождались в изобилии вскоре после Большого взрыва. Сейчас в среднем на каждый барион приходится миллиард нейтрино. Не так давно их считали безмассовыми, но эксперименты показали, что нейтрино почти наверняка имеют массу покоя, хоть и очень маленькую.

Однако при детальном рассмотрении нейтрино отпадают. Во-первых, они слишком «горячи» (их скорость приближается к световой), а во-вторых, легковесны. Масса протона равна 938 МэВ, а масса нейтрино, по всей вероятности, не превышает 0,3 эВ. Нетрудно вычислить, что суммарная масса всех нейтрино как минимум в три раза меньше массы барионной материи, а ведь нам необходимо, чтобы она превышала последнюю более чем в пять раз.

Правда, до сих пор речь шла лишь о тех нейтрино, которые появляются в реакциях бета-распада ядер. Теоретики не исключают, что вскоре после Большого взрыва могли родиться и куда более тяжелые, а потому относительно «холодные» нейтрино, не принимающие участия даже в слабых взаимодействиях (предложивший эти частицы Бруно Понтекорво окрестил их «стерильными»). Легчайшие из стерильных нейтрино с массой от одного до нескольких кэВ способны прожить очень долго и посему вполне годятся на роль носителей скрытой массы. Однако стерильное нейтрино изредка может спонтанно распасться на обычное легкое нейтрино и рентгеновский квант, и это свечение можно обнаружить с помощью рентгеновского телескопа.

Недавно было высказано предположение, что стерильные нейтрино способствовали формированию первых звезд не только своим тяготением. «Для рождения звезды водородное облако должно стянуться под действием гравитации. При этом газ разогревается, кинетическая энергия частиц растет. Для дальнейшего сжатия газу необходимо отдать избыточную тепловую энергию через испущенное излучение. Атомарный водород делает это неохотно, а вот молекулы испускают тепловые фотоны очень легко, и для охлаждения облака нужно часть атомов H перевести в молекулы H2. Вероятность слияния двух атомов водорода в молекулу просто при соударении невелика, но, если один из них ионизирован, образование молекул идет намного быстрее. Именно к такой ионизации и могли привести рентгеновские кванты, возникающие при распаде стерильных нейтрино, — пояснил "TechInsider" один из авторов этой гипотезы Александр Кусенко, профессор физики и астрономии Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе. — У модели стерильных нейтрино есть еще парочка преимуществ. С их помощью можно вполне естественно объяснить, почему обычные нейтрино имеют ненулевую массу, что и само по себе весьма важно. Кроме того, можно показать, что при взрывах сверхновых выброс стерильных нейтрино (в отличие от обычных) не симметричен относительно магнитного поля. Поэтому они придают звезде ускорение благодаря эффекту отдачи. Этим можно объяснить очень высокие скорости пульсаров, которые рождаются на свет в результате подобных взрывов. Если хоть один процент нейтрино, порожденных взрывом сверхновой, составляли бы стерильные частицы, этого хватило бы, чтоб разогнать нейтронную звезду до тысячи километров в секунду, что нередко и наблюдается».

Тем не менее стерильное нейтрино не самый популярный кандидат на роль носителя скрытой массы. Более серьезным претендентом считают гипотетическую частицу, которая, скорее всего, «весит» не больше 0,0001 электронвольта. В 1978 году ее придумали Стивен Вайнберг и Фрэнк Вилчек (впоследствии нобелевские лауреаты), причем без всякой связи с темной материей. Они хотели объяснить, почему сильное взаимодействие почти всегда сохраняет амплитуды процессов, которые отличаются друг от друга одновременным обращением пространственных координат и заменой частиц на античастицы (так называемая CP-симметрия), хотя этого делать и не обязано. Вайнберг и Вилчек предложили красивое решение (основанное на более ранней работе Роберто Печчеи и Элен Квинн), которое потребовало введения новой частицы с целым спином. Вилчек дал ей имя «аксион», позаимствовав название популярного тогда стирального порошка — поскольку изобретенный им бозон «отстирал» теорию сильного взаимодействия от этой проблемы. Вскоре профессор Сеульского университета Джин Ким, новосибирский физик Ариэль Житницкий, профессор университета Джонса Хопкинса Майкл Дайн и другие физики пришли к выводу, что аксионы могут оказаться носителями скрытой массы.

Если аксионы существуют, то они, как и первичные нейтрино, возникли в ходе Большого взрыва, но в намного большем количестве. В результате взаимодействия с одним из существовавших тогда полей они потеряли кинетическую энергию и с тех пор остаются практически неподвижными. Эти первичные аксионы должны представлять собой газ из очень холодных частиц, заполняющий космическое пространство. Они также могут рождаться в недрах звезд в результате столкновения тепловых фотонов с электронами и протонами. Следовательно, источником аксионов может оказаться и наше Солнце.

Другой перспективный кандидат — нейтралино. Это гипотетические тяжелые нейтральные частицы (диапазон масс от десяти ГэВ до нескольких ТэВ), принимающие участие в слабом взаимодействии. Нейтралино возникают в контексте теории суперсимметрии, которая требует, чтобы каждый фермион обладал партнером-бозоном, а каждый бозон — партнером-фермионом. Эти «суперпартнеры», как правило, не могут быть носителями темной материи, но теория разрешает выступить в этом качестве некоторым их комбинациям, которые ведут себя как единые частицы — нейтралино. «Кстати, это не единственная возможность, — добавляет профессор Лёуб. — Самая легкая из частиц-суперпартнеров должна быть стабильной, и потому ее тоже можно считать отличным претендентом на роль носителя темной материи. Сложность в том, что суперпартнеры обычных частиц еще не открыты, хоть и не исключено, что удастся получить доказательства их существования, когда в ЦЕРНе заработает Большой адронный коллайдер».