Читать книгу - "Большое космическое путешествие - Дж. Ричард Готт"

Из-за доплеровского смещения, связанного с нашим движением на фоне РИ, и возникает небольшая неоднородность РИ – отклонение в 1 часть на 1000, которое сегодня уже удалось наблюдать с высокой точностью. Вычитаем этот эффект.

Далее Уилкинсона интересовал следующий вопрос: есть ли на фоне РИ естественная рябь, присущая самому излучению, а не связанная с нашим движением? Если мы правильно понимаем Большой взрыв, то ответ должен быть утвердительным. Действительно, ранняя Вселенная не могла быть совершенно гладкой, без всяких неоднородностей. Совершенно однородная Вселенная расширялась бы равномерно, и в ней вообще ничего бы не образовалось: ни галактик, ни звезд, ни планет, ни людей, которые могли бы глядеть в небеса и задумываться, что все это значит. Тот факт, что мы живем во Вселенной, наполненной различными структурами, выдает отклонение от неоднородности – а значит, и ранняя Вселенная, и РИ не могли быть совершенно однородными.

Как во Вселенной оформились такие структуры? Рассмотрим регион ранней Вселенной, где плотность материи чуть выше, чем в соседних регионах. Этот регион также обладает чуть большей массой, поэтому он оказывает чуть более заметное гравитационное воздействие, чем материя вокруг него. К этому региону подтянется пролетавший мимо атом водорода или частица темной материи. Таким образом, плотность региона увеличится за счет окружающего пространства. Материя и далее будет стекаться в этот регион, его масса будет расти, и в гравитационном перетягивании материи он будет все эффективнее накапливать вещество. По мере развития этого процесса начинаются небольшие флуктуации в плотности материи, которые со временем растут, – в принципе, их достаточно, чтобы образовались все те тела, которые мы видим вокруг. Джим Пиблс в восхитительно лаконичной манере описывает такой процесс гравитационной неустойчивости: «Гравитация сосет!» – любит говорить он.

Учитывая степень структурированности Вселенной в настоящее время, а также физику тяготения, насколько сильны должны были быть флуктуации в ранней Вселенной (и, следовательно, наблюдаемая «рябь» РИ)? Это непростой расчет: история осложняется тем, что Вселенная расширяется, а материя в то же время продолжает скучиваться под действием гравитации. Также нужно понимать все составляющие материи, учитывать как темную материю, так и обычную, из которой состоят атомы. Выше мы упоминали, что, пока Вселенная была полностью ионизирована (в первые 380 тысяч лет после Большого взрыва), фотоны постоянно рассеивались, отскакивая от свободных электронов. Давление этих фотонов не позволяло, нарастать флуктуациям в распределении обычной материи (электронов и протонов). Если бы этим все и ограничивалось, то нарастание флуктуаций могло начаться лишь с того времени, когда Вселенная стала нейтральной, и неоднородности в РИ были бы выше, чем мы наблюдаем сегодня.

Однако в 1980-е годы Джим Пиблс понял, что темная материя помогает объяснить это несоответствие. Темная материя темная; она так называется, потому что не взаимодействует с фотонами, и, следовательно, флуктуации темной материи могут возрастать под действием тяготения того вещества, которое нечувствительно к давлению фотонов. После того как Вселенная становится нейтральной, обычная материя может сгруппироваться вокруг уплотнений темной материи, которые нарастали уже некоторое время. Итак, если темная материя существует, то отправной точкой могут стать меньшие флуктуации РИ, чем если бы в природе имелась лишь обычная материя. К 1980-м годам пределы флуктуаций РИ были обозначены так строго, что все модели, не учитывавшие темную материю, оказались отбракованы.

Итак, темная материя, присутствие которой угадывается по вращению галактик, нужна и для понимания РИ. Из чего состоит темная материя? Детальное сравнение распространенности гелия и особенно дейтерия с моделями процессов, протекавших в ранней Вселенной, показывает, что средняя плотность обычной материи (состоящей из протонов, нейтронов и электронов) составляет всего 4 × 10^—31 грамма на кубический сантиметр. Это соответствует одному протону на четыре кубических метра! Да, нам напомнят о поистине бескрайних (и в основном пустых) просторах между звездами в галактиках и отдельными галактиками. Но измерения движения галактик, а также флуктуаций РИ (о которых я сейчас расскажу) показывают, что общая плотность материи во Вселенной примерно вшестеро выше. Разница возникает за счет темной материи, но мы приходим к выводу, что темная материя не может состоять из обычных протонов, нейтронов и электронов. Мы полагаем, что темная материя состоит из невидимых элементарных частиц неизвестного типа, которые еще только предстоит открыть и которые, предположительно, сформировались в условиях экстремальной температуры и давления, характерных для ранней Вселенной, – вместе с протонами, нейтронами и электронами. Существует ряд версий о том, что могут представлять собой эти частицы. Теория суперсимметрии прогнозирует, что у каждой наблюдаемой частицы должна быть суперсимметричная частица-партнер: фотино у фотона, селектрон у электрона, гравитино у гравитона и так далее. Поиск таких частиц продолжается на Большом адронном коллайдере. Если хотя бы одна из них будет открыта, тем самым подтвердится теория суперсимметрии. В 1982 году Джим Пиблс предположил, что темная материя состоит из слабо взаимодействующих массивных частиц (астрономы сокращенно называют их WIMP^[22]), которые значительно тяжелее протона. Возможно, самый легкий суперсимметричный партнер известной частицы вот-вот найдется. В качестве такого кандидата Джордж Блюменталь, Хайнц Пейджелс и Джоэл Примак в 1982 году предложили гравитино. Эта частица должна быть самой легкой, так как, теоретически, более тяжелые частицы нестабильны; они распадаются на более легкие составляющие и надолго не сохраняются.

Согласно другой версии, темная материя может состоять из частиц, которые называются аксионами. На границе Франции и Швейцарии установлен Большой адронный коллайдер, где проводятся самые грандиозные эксперименты в физике частиц. Именно с ним связаны самые большие надежды по поиску и идентификации таких кандидатов. Но если большая часть массы Млечного Пути приходится на темную материю, то частицы темной материи должны повсюду нас окружать. Они должны прямо сейчас пронизывать ваше тело. Но, повторюсь, они темные, а значит, почти не взаимодействуют с обычной материей (только на уровне гравитации). Однако суперсимметричные и аксионные модели темной материи прогнозируют, что изредка частицы темной материи все-таки могут взаимодействовать с атомным ядром и вызывать реакцию, которую, возможно, удастся наблюдать. Сейчас ставятся эксперименты по постановке таких реакций. Это сложная игра: в одном таком эксперименте используется 100 кг жидкого ксенона, и ученые ждут вспышку, которая должна возникнуть, если частица темной материи отскочит от ядра ксенона. Такие эксперименты ставятся в глубоких шахтах, чтобы свести к минимуму помехи – взаимодействия с обычными частицами. Пока такие эксперименты еще не дали никаких подтверждений существования темной материи; их свойства только приближаются к тем пределам, начиная с которых должны работать модели, выстраиваемые в физике частиц. Поиск темной материи приводит нас на передний край физики частиц.