Как и все люди, многие ученые неравнодушны к сенсациям, но предпочитают сенсации научные. Только не часто случается, чтобы новое сенсационное открытие задело буквально всю физику. Так было в начале ХХ века. В университетах лекторы с каким-то оттенком зависти до сих пор рассказывают студентам о том фантастическом времени, когда разом появились такие гиганты, как Альберт Эйнштейн, Нильс Бор, Поль Дирак и другие блестящие ученые, перевернувшие всю классическую физику. Понадобилось несколько поколений, чтобы новые физические идеи органично впитались наукой, а затем стали плодоносить (иногда, увы, грибами термоядерных взрывов). Революционные научные и технические достижения второй половины ХХ века основывались главным образом на гигантском прогрессе в физике твердого тела, прежде всего полупроводников. Но на новом стыке веков в науке стали разворачиваться события, масштаб которых вполне сопоставим с тем, что был в начале XX века. На международных конференциях доклады о новостях космологии собирают массу народа. Нового Эйнштейна пока не видно, но дело зашло очень далеко. Речь в предлагаемой статье пойдет о новых открытиях, которые привели к небывало глубокой ревизии представлений о Вселенной, в которой мы обитаем.

В начале XX века

Странные дела происходят в науке почему-то каждый раз в начале века. Сто лет назад Альберту Эйнштейну показалось, по-видимому, мало созданной им в 1905 году теории фотоэффекта, за которую в 1922 году он был удостоен Нобелевской премии. В период с 1905 по 1916 год Эйнштейн опубликовал ряд знаменитых работ по общей теории относительности (за что, кстати, премии не получил). Тогдашняя астрономическая наука была совершенно уверена в стабильности и неизменности Вселенной. На том она и стояла. И сам Эйнштейн в ту пору придерживался того же мнения. Однако из его уравнений следовало, что Вселенная устойчивой, "замороженной" быть не может, и это вызывало у автора беспокойство. Чтобы справиться с неприятной особенностью "непослушных" уравнений, он ввел в них так называемый лямбда-член, который должен был скомпенсировать нестабильность Вселенной. Эйнштейн вовсе не придавал лямбда-члену особого физического смысла. Но во второй половине ХХ века лямбда-член стал любимой темой дискуссий физиков-теоретиков. Чем дальше - тем больше. С началом XXI века создается впечатление, что важнее лямбда-члена в физике вообще ничего нет. И в самом деле, за этим термином таится масса еще неизвестных свойств гигантской новой области астрофизики, космологии, да, по существу, и всей физики. Область эта по крайней мере в 20 раз (по массе, как будет ясно из дальнейшего) превосходит все, что нам до сих пор было известно.

Здесь уместно напомнить, что ровно 100 лет назад, с наступлением ХХ века, многие ведущие теоретики утверждали, что в физике уже "практически все открыто", остались лишь несколько "небольших облачков над горизонтом". Из этих "небольших облачков" родились квантовая механика, теория относительности (как ни странно, несовместимая в нынешнем виде с квантовой механикой), ядерная физика, электроника, физика твердого тела и практически вся современная техника высоких технологий Известно, что даже очень знающие люди склонны недооценивать грядущий научный прогресс. Ученый ХIХ века Густав Кирхгоф оставил в физике закон излучения и известные школьникам законы разветвления токов. Так вот, когда лет за двадцать до конца ХIХ века Кирхгофу рассказали о каком-то новом открытии в физике, он ухмыльнулся саркастически: а разве в физике осталось, что открывать? Примерно такие же высказывания можно было услышать и от очень и очень известных ученых даже в последние десятилетия ХХ века. Но не от всех и не всегда. Eще 2000 лет назад в "Вопросах природы" (книга 7) воспитатель Нерона Луций Анней Сенека писал так: "Время придет, когда наших потомков будет забавлять, что мы не знали понятий, которые они считают такими простыми Многие открытия предназначены для будущих веков, когда уже сама память о нас сотрется... Природа не раскрывает свои тайны раз и навсегда".

Стационарная Вселенная невозможна

Вернемся к 20-м годам прошлого века. Революционную теорию относительности Эйнштейна сразу же принял математик Александр Александрович Фридман, который принадлежал к Петербургской математической школе и был тогда директором Санкт-Петербургской геофизической обсерватории. Он быстро понял, что в уравнениях Эйнштейна нет места для стационарной Вселенной, и в своих работах показал неизбежность ее расширения. Более того, Фридман был первым, кто высказал мысль о том, что когда-то Вселенная могла быть сжатой до невообразимо высокой плотности. Сейчас это понятие, основанное на итогах науки ХХ века, известно каждому студенту-естественнику. Но как к этой мысли мог прийти Фридман, когда в его время даже о существовании других галактик ничего не было известно? Он писал: "Возможны случаи, когда Вселенная сжимается в точку (в ничто), затем снова из точки доводит радиус свой до некоторого значения" Эйнштейн поначалу не понял работ Фридмана и даже выступил в печати с их критикой. Было это в 1922 году. Но через год опубликовал новую статью в том же журнале, в которой писал, что Фридман прав. (Фридман оставил много других интересных идей. Ему принадлежат, в частности, классические работы по метеорологии. Вероятно, он мог бы сделать намного больше, но умер в 1925 году в Крыму от тифа в возрасте 37 лет).

Из области наблюдательной астрофизики к Эйнштейну тоже приходили захватывающие новости. Еще в 1912 году астроном Весто Слайфер из Флагстафской обсерватории в Аризоне (США), наблюдая спектры некоторых странных туманностей, обнаружил, что линии в их спектрах сильно смещены в "красную" сторону. Позже это явление было названо красным смещением. (Красное смещение - это эффект Доплера, то же, что резкое понижение тона сигнала автомобиля или шума самолета, когда они пронеслись и удаляются от вас.) Свои результаты Слайфер опубликовал в 1917 году. Тогда не было известно, что "странные" туманности - далекие гигантские острова звезд, другие галактики, подобные нашей (рис. 1). Более того, о существовании иных галактик вообще никто ничего не подозревал. Хорошее было время: Галактика потрясала своими размерами, а с ней отождествлялась и вся Вселенная. Как ни вспомнить, что и Землю когда-то воспринимали плоской, той, что в пределах горизонта. Слайфер продолжал свои наблюдения много лет. Затем к нему присоединился Эдвин Хаббл: в его распоряжении был самый большой тогда 2,5-метровый телескоп обсерватории Маунт Вилсон в Калифорнии (США). В 1927-1929 годах Хаббл пришел к выводу, что красное смещение - это следствие взаимного удаления галактик. Оставался всего один шаг, чтобы понять, что Вселенная расширяется, как и предсказывал Фридман. (Интересно отметить, что другое фундаментальное свойство Вселенной - существование реликтового излучения - предсказал в 1948 году ученик Фридмана - Георгий (Джордж) Гамов, который после 1933 года стал невозвращенцем и работал в Европе и США.) Хаббл обнаружил, что, чем дальше находятся галактики, тем с большей скоростью они удаляются. Оказалось, что скорость удаления галактики просто определяется умножением расстояния до нее на некоторую постоянную, которая и получила название постоянной Хаббла.

Постоянная Хаббла

У постоянной Хаббла странная размерность: единиц чего-то в секунду. Скорости разбегания галактик получаются огромными, до сотен тысяч километров в секунду, а где-то приближаются к скорости света. Исследователи быстро сообразили, что на определенном расстоянии галактики просто перестанут быть видны - именно там, где скорость их удаления компенсирует скорость света. Это расстояние - горизонт Вселенной. Из совсем современных данных (в том числе о постоянной Хаббла) получается, что горизонт отстоит от нас на 13,7 миллиарда Чего? Здесь впору вспомнить сержанта, который велел солдатам копать канаву "отсюда и до обеда". Расстояние в астрофизике измеряют в световых годах, то есть временем, которое требуется свету, чтобы его преодолеть (или в парсеках, что составляет 3,26 светового года). В километрах один световой год выражается единицей с 13-ю нулями, или 10-ю триллионами (то есть миллионами миллионов) километров. А 13,7 миллиарда лет потребовалось бы для того, чтобы свет от звезд такой воображаемой галактики на горизонте Вселенной дошел до нас; это расстояние и составляет 13,7 миллиарда световых лет. И звезд, и этих далеких галактик давно уже нет, но их свет все еще несется к нам. Интересно, что хотя во времена Фридмана постоянная Хаббла еще не существовала, но из совсем других соображений он оценил расстояние до горизонта Вселенной в 10 миллиардов световых лет.

Если для простоты считать, что время во всей Вселенной течет одинаково, легко понять, что соседей наших (то есть близкие галактики) мы видим почти такими же, в том же возрасте, как они есть. Но галактика, удаленная от нас на расстояние миллиона световых лет, видится на миллион лет моложе, чем она есть сейчас. Миллион световых лет - это по небесным меркам сущие пустяки. Астрономы наблюдают галактики на расстоянии в миллиарды световых лет и больше. Соответственно, они видятся уже на миллиарды лет моложе. Таким образом, выбор расстояния - это одновременно и выбор возраста исследуемого объекта, разрез Вселенной во времени. Чем дальше вы смотрите, тем более давние события видите, тем моложе там Вселенная. Почти вплоть до ее рождения. До точки, из которой в один миг и сразу во всей Вселенной началось разбегание материи. Первым в 50-х годах о природе этой точки задумался уже упоминавшийся Георгий Гамов. Другой известный астрофизик, Фред Хойл, назвал начало разбегания Большим взрывом. Название прижилось. (Кстати, излюбленным хобби обоих астрофизиков были размышления о происхождении жизни. И не только размышления. Г. Гамов был первым, кто еще до биофизиков расшифровал код аппарата наследственности. А Ф. Хойл, проведя расчеты, иллюстрировал происхождение жизни таким примером: разложите на площади все детали разобранного до винтика большого авиалайнера и дождитесь урагана. Вероятность возникновения живой клетки такая же, как то, что ураган случайно соберет все детали в готовый к взлету самолет.)

Сингулярность - таинственная точка отсчета

Но вернемся к разбеганию Вселенной. Получается, что 13,7 миллиарда лет назад (не световых, а обыкновенных лет времени) вся она находилась в некой таинственной точке. Эту таинственную точку физики называют сингулярностью (как у медиков: если чего не понимаешь, назови по-латыни, чтобы пациент уважал). В сингулярности по неизвестным нам причинам возник немыслимый взрыв, выбросивший все вещество Вселенной в разные стороны с такой скоростью, что оно до сих пор летит и не может остановить ся. Что, кстати, заслуживает особого внимания. Снаряд, выброшенный вверх, замедляет свой полет и начинает падать, когда его кинетическая энергия израсходована на преодоление земного притяжения (и неизбежных потерь). Замедление ракеты компенсируется расходом топлива, необходимым, чтобы вырваться из поля тяготения Земли и Солнца. В разбегании галактик, как и у снаряда, расходуется их кинетичес кая энергия, поэтому скорость движения после "выстрела" постепенно должна замедляться. Но с "выстрелом" у астрофизики начинаются большие трудности, причем связаны они не только с материей Вселенной, но и с Его Величеством Временем. Многие (но не все) космологи считают, что в этой таинственной точке возникла не только материя, но и время Вселенной; раньше ни время, ни пространство не существовали. Вопрос о возникновении времени тоже не вчера возник. В V веке на вопрос "Что Бог делал прежде сотворения мира?" Блаженный Августин предлагал радикальный ответ: "Время - само творение Бога. Никакого прежде не было".

Постоянная Хаббла - прекрасный инструмент. Фактически, если найдены красные смещения, расстояния уже можно считать известными - через постоянную Хаббла. Естественно, не сразу все устроилось. Здесь надо сказать, как во времена Слайфера - Хаббла определялись сами расстояния. Астрофизики обнаружили, что среди различных типов ярких звезд выделяются довольно многочисленные звезды-цефеиды, яркость которых периодически изменяется, причем период колебаний яркости прямо связан со средней яркостью звезды. Как у любого источника света, видимая яркость звезды тем меньше, чем звезда дальше. Зависимость квадратичная, в 2 раза дальше - в 4 раза слабее свет. Таково фундаментальное свойство геометрии нашего мира (которую мы, со свойственной нам самонадеянностью, считаем трехмерной). Измеряя период колебаний цефеиды, из квадратичной зависимости легко получить расстояние. Цефеиды стали для астрономов "стандартной свечой". Однако за пределами Галактики цефеиды уже неудобны: их яркости не хватает, да и выделить их на сливающемся фоне звезд не удается, а в чуть более далеких галактиках это вообще невозможно. Приходится исходить не из яркости цефеиды, а из средней яркости всей галактики, но эти яркости очень различны. Если расстояние удается определить с 20%-ной точностью, то это очень хорошо.

Сверхновые звезды как стандартная лампа

Проблема эта особенно обострилась, когда ученые задались очередным вопросом: а сама постоянная Хаббла вообще-то постоянна? Может быть, рост скорости очень удаленных объектов отличается от линейной зависимости скорость-расстояние вблизи нас и как это проверить? Впрочем, какое это имеет отношение к теории относительности с ее лямбда-членом? Как оказалось, самое непосредственное. Но для проверки понадобились новые, трудно доставшиеся экспериментальные факты. Получить их позволила современная наблюдательная техника наземных и космических обсерваторий. За последние десятилетия ХХ века в оснащении обсерваторий произошел грандиозный перелом: на смену старым инструментам пришли телескопы с многометровыми зеркалами (рис. 2), а старинные фотопластинки вытеснены новыми электронными приемниками изображений. Если лучшие фотопластинки требовали не менее 30-50 фотонов для получения одной точки на изображении, то ПЗС - приборы с зарядовой связью (врезка на рис. 2) - отзываются практически на каждый фотон. Но даже с такой чувствительностью и на больших телескопах, в том числе космических, экспозиции растягиваются на многие часы. С фотопластинками наблюдения этих новых объектов исследований вообще невозможны.

Пора рассказать о самих объектах наблюдений. В галактиках иногда, крайне редко, происходят особые звездные катастрофы, которые называются вспышками сверхновых звезд. Название "сверхновая" неудачное, но отражает тот факт, что сверхновые за всю историю человечества в нашей Галактике наблюдались всего несколько раз. Считается, что в среднем одна вспышка происходит раз в 100 лет. Из-за того, что мы находимся на периферии Галактики, наблюдениям доступны не все вспышки сверхновых. При вспышке сверхновая звезда (рис. 3) светит как целый миллиард солнц одновременно - куда там цефеидам! При такой яркости звезда несколько дней светит как целая галактика, "сгорает" за месяц, но дает важные для науки результаты - ведь ее можно обнаружить приборами на расстоянии в несколько миллиардов световых лет. Именно сверхновые были выбраны как новая стандартная космическая свеча для зондирования космоса. Из сравнения определений расстояний по яркости (астрономы говорят - по "блеску") сверхновой и - независимо - по красному смещению удалось проследить, насколько линейной оказалась зависимость скорость-расстояние, то есть постоянная Хаббла. Из различных типов сверхновых был выбран класс Ia как наиболее однородный по характеристикам яркости. Звезды, которые могут стать сверхновыми класса Ia, - это белые карликовые звезды с массой до 1,4 массы Солнца, отсветившие свое, сжавшиеся до размеров Земли, с огромной плотностью, около 1 тонны в кубическом сантиметре. Несмотря на редкость явления, высокая чувствительность новых электронных приемников позволила наблюдать вспышки сверхновых звезд в других галактиках. В галактике NGC 6946 (рис. 4) за несколько десятков лет удалось зарегистрировать целых семь сверхновых. В среднем, наблюдая 100 галактик, можно встретить одну вспышку в год. Дальнейший прогресс приборов позволил увидеть такие далекие галактики и в них вспышки, что в целом стала регистрироваться сначала одна вспышка в месяц, а затем и по одной в неделю. Обработка этих крайне трудных измерений снова, в который раз, показала, что Вселенная гораздо сложнее наших о ней представлений.

Появление "темных персонажей"

Решающие наблюдения начали в 1997 году две очень многочисленные группы исследователей под руководством Адама Райса, Брайана Шмидта и Сола Перлмуттера (США). Уже в 1998 году были получены и опубликованы первые результаты. 20 июня 2003 года вышел тематический номер научного журнала "Science" ( 5627) с черной обложкой, на которой едва просматривается черная же надпись "The Dark Side" (Темная сторона). Такое кокетство для журнала "Science" совершенно необычно. Журнал привел четыре статьи ведущих исследователей, которые сопоставили результаты наблюдений далеких сверхновых, темной материи и реликтового излучения (о них - в следующем разделе). Первые итоги оказались такими: постоянная Хаббла составляет 72 8 км/c на каждый миллион парсеков. Возраст Вселенной 13,6 1,5 миллиарда лет (еще более точное определение возраста Вселенной получено в эксперименте на спутнике WMAP - 13,7 0,2 миллиарда лет). Вселенная на 72% состоит из темной энергии и на 28 5% из темной массы. Все эти понятия в последние годы зрели главным образом в двух областях физики: в космологии и квантовой механике, пытающейся объединиться с теорией гравитации (она же общая теория относительности).

Скрытая (или темная) масса тоже не внезапно возникла в астрофизике. Выводы работы А. Фридмана (1922), в которой он рассматривал разные варианты кривизны мира, касались дальнейшей судьбы Вселенной. Судьба зависит от средней плотности вещества во Вселенной. Вселенная может неограниченно расширяться; расширение может остановиться; его может сменить сжатие Два последних варианта активно рассматривались астрофизиками, причем в 80-е годы в них было включено также невообразимо быстрое расширение Вселенной (так называемая инфляция), происшедшее в первые мгновения Большого взрыва. Средняя плотность вещества во Вселенной в принципе поддавалась определению уже в середине ХХ века. Но получалось что-то странное. В 30-е годы астроном Фриц Цвикки изучал движение связанной группы галактик, каждая из которых движется настолько быстро, что должна была бы покинуть группу, так как их общее тяготение примерно в 10 раз меньше того, что могло бы их удержать. Тем не менее они остаются в составе группы. Суммарную массу звезд, газа и пыли в галактиках ученые умеют определять. Она недостаточна. Оставалось предположить, что есть еще какая-то темная масса, что-то, чего астрономы не замечают. Но почему? Именно среднюю плотность вещества, включая темную массу, астрономы надеялись вычислить из новых наблюдений очень удаленных сверхновых, сопоставляя их с другими данными, полученными из наблюдений реликтового излучения.

Реликтовое излучение

На явное несоответствие массы видимого вещества Вселенной его наблюдаемому движению указывает еще один экспериментальный результат. Это тот самый уникальный эффект, который в 1948 году был предсказан Гамовым, а соответствующим инструментом космология обзавелась немного позже, в последней трети ХХ века. В российской науке его называют реликтовым излучением, в западной - микроволновым космическим фоновым излучением. За его открытие в 1965 году астрофизики Арно Пензиас и Роберт Уилсон (США) удостоены Нобелевской премии. Те, кто знаком с радиотехникой, с интересом узнали, что возможности снижения шума в принимаемом радиосигнале не беспредельны. Даже самые совершенные антенны вместе с полезным сигналом принимают небольшой шум, который, как оказалось, приходит сразу со всех сторон. Происхождение шума поняли далеко не сразу (экспериментаторы не любят читать теоретические статьи). Оказалось, что это бывший свет, свет остатков вспышки Большого взрыва. Когда-то он был почти таким же ярким, как свет Солнца, но светил со всех сторон. В течение 400 тысяч лет после Большого взрыва среда оставалась настолько плотной и горячей, что была непрозрачной для собственного излучения. Наконец, когда из-за расширения температура упала до 4000 градусов, среда стала прозрачной и излучение с температурой 4000 К вырвалось на свободу. То же пространство окружает нас со всех сторон и сегодня, но оно настолько расширилось, что из-за красного смещения максимум излучения сместился с 0,7 мкм (оранжевый свет) до 1 мм (радиоволны) и воспринимается как радиошум, излучаемый телом с температурой, близкой к абсолютному нулю (2,7 К). Реликтовое излучение стало особой темой космологии. Оно заменило когда-то существовавшее понятие эфира: скорость движения Солнечной системы, Земли или космического аппарата нельзя найти относительно вакуума, но можно определить относительно реликтового излучения. А нельзя ли по его неоднородностям представить, как было разбросано вещество в пространстве в мгновение Большого взрыва? Оказалось, что можно. Реликтовое излучение позволило выбрать из моделей Фридмана плоскую Вселенную. Для измерения понадобились приборы, способные уловить в реликтовом излучении ничтожные неоднородности - в стотысячные доли градуса. Неоднородности фона, по данным спутника WMAP, показаны на рис. 5 слева, а справа представлено распределение этих неоднородностей по углам. Глубокий физический смысл этой диаграммы предсказал Андрей Дмитриевич Сахаров; ее называют сахаровски ми колебаниями. Наблюдения показывают, что, во-первых, фон удивительно однороден. Во-вторых, сахаровские колебания указывают все-таки на такие неоднородности, для образования которых "обычного" вещества было явно недостаточно. Что-то непонятное и массивное уже тогда присутствовало в рождающейся Вселенной.

В мире ноль целых четырех десятых процента

Такой же парадокс наблюдается и у нас "дома", в нашей Галактике, спустя 13,7 миллиарда лет. Все звезды обращаются вокруг центра Галактики, которая имеет форму диска. Солнце со своими планетами завершает один оборот вокруг центра за 250 миллионов лет. Вокруг центра обращаются и шаровые звездные скопления (рис. 6), которые при этом периодически то поднимаются над плоскостью Галактики, то опускаются под нее. Опять-таки суммарная масса звезд, газа и пыли в диске Галактики значительно меньше той массы, которая должна была бы объяснить и обращение звезд, и такое своеобразное движение шаровых скоплений. В связи с актуальностью новых космологических задач астрономы со всей тщательностью взялись за ревизию существующих оценок массы Вселенной. Результат оказался ошеломляющим: все, что мы видим во Вселенной: звезды, газ, пылевые скопления и почти открытые черные дыры, - составляет всего 0,4% ее массы. (А ведь недавно предполагалось, что основная часть массы Вселенной сосредоточена в звездах.) Излучение дает еще 0,005%. С высокой вероятностью существуют относительно массивные, пока не открытые, несветящиеся объекты - прежде всего, межгалактические облака водорода, которые трудно обнаружить, главным образом по техническим причинам. На них, предположительно, приходится около 3,6%. При самых смелых гипотезах полная масса обычного вещества составит не более 4% от массы Вселенной! Больше взять неоткуда. Эти 4% образует материя, состоящая из барионов, к классу которых относятся нейтроны и протоны. Электроны столь же многочисленны, как и протоны, но их масса на несколько порядков меньше. Барионная материя - это весь мир обычного вещества Вселенной. Но опубликованные в 2003-2004 годах результаты новых исследований свойств реликтового излучения приборами спутника WMAP показали, что в общей сумме барионной и темной масс барионная материя занимает только 17%.

Темная масса Вселенной - что про нее известно?

Из всех соображений, упомянутых (и не упомянутых) выше, следует, что темная масса Вселенной в 6 раз превышает массу материи обычной - той, что видят и что пока не замечают глаза и приборы. До 70-х годов астрофизики наивно предполагали существование темной массы только в скоплениях галактик. Затем ее "допустили" и в нашу Галактику, где на нее приходится примерно столько же массы, сколько и на обычную материю. В отличие от барионной материи, которая концентрируется к центру Галактики, образуя классический диск, темная масса распределена более равномерно в гало, охватывающем Галактику гигантской сферой. В этом смысле вокруг и внутри нашей звездной системы находится еще одна галактика. Темная масса никак не взаимодействует с излучением любых видов, никак не светит сама и ничего не поглощает. Но она подвержена закону всемирного тяготения и проявляет себя, концентрируясь вокруг галактик и других массивных объектов. Впрочем, правильнее сказать, наверное, что это галактики и другие массивные объекты концентрируются вокруг скоплений таинственной темной массы, которой в 6 раз больше. Именно возникавшие на ранней стадии Вселенной неоднородности распределения темной массы привели к образованию первых протогалактик. Более того, из наблюдений спутника WMAP (рис. 5) следует, что она уже существовала в момент Большого взрыва. Без нее наш мир не мог возникнуть. Кроме тяготения темная масса ничем себя не выдает. Предполагается, что она состоит из каких-то неизвестных элементарных частиц с парадоксальными свойствами (для них уже предложено название: "нейтралино"). Они не только не реагируют на излучение, но и практически не взаимодействуют между собой. Многие исследователи считают, что они оставались холодными даже при Большом взрыве, никак не реагируя на миллиарды его градусов. О них нет никаких, абсолютно никаких экспериментальных данных - кроме гравитации. Зато есть очень научное название: "холодная бесстолкновительная темная материя". Находится ли темная масса прямо здесь, рядом с нами, или, чтобы ее почувствовать, нужна вся Галактика? В наше время обычная и темная материи обитают по соседству, но пристрастия у них разные. Темная материя рассеяна в окружающей Галактику сфере, а обычная сконцентрирована в диске и центральных частях Галактики, хотя это не значит, конечно, что темной материи нет вокруг и внутри нас. Но ощущает ли ее, как силы тяжести и инерции, мой кот, который сидел возле меня и сейчас спрыгнул с компьютера? У меня такое ощущение, что наши с ним познания о темной материи одинаковы.

Но что же могли бы представлять собой эти гипотетические элементарные частицы темной массы? Есть только догадки теоретиков, причем около десятка вариантов. Во-первых, частицы темной массы должны быть долгоживущими, не должны распадаться радиоактивным образом в течение по меньшей мере 14 000 000 000 лет. Раз они оставались холодными при Большом взрыве, значит, они нерелятивистские (медленные) и поэтому способны были создать гравитационные неоднородности прямо в момент взрыва. Кандидатами на роль частиц темной массы называют слабо взаимодействующие массивные частицы (английская аббревиатура WIMPs), которым теоретики приписывают интересные свойства, но которые, увы, еще не открыты. Что уже известно, так это плотность темной массы. В межгалактическом пространстве, в кубе со стороной 170 000 км (половина расстояния до Луны), содержится в среднем всего 1 г обычного, барионного (светящегося), вещества и около 10 г темной массы. Вблизи Земли-Луны (и вообще в Солнечной системе) плотность обычного вещества в миллионы раз больше. Но в целом Вселенная - это главным образом пустота (а лучше сказать - вакуум).

На сцену выходит вакуум

В конце ХХ века считалось, что в формировании Вселенной принимали участие две гигантские силы. Согласно этим представлениям, первой был Большой взрыв с невообразимо быстрым расширением на ранней стадии. Затем энергия и масса стали конденсироваться в элементарные частицы, атомы, звезды и галактики, удалявшиеся друг от друга с большой скоростью (по-видимому, это и есть скорость расширения самого пространства, хотя с этим понятием возникает путаница). Но вторая сила, их взаимное тяготение, поглощала кинетическую энергию разлета, постепенно замедляя движение. Выяснение характера замедления и должно было стать ответом на предлагаемые сценарии дальнейшего развития событий: остановится ли оно когда-нибудь и пойдет вспять, или тяготения недостаточно, и расширение, замедляясь, будет продолжаться вечно. Разбросанные в вакууме Вселенной вспышки сверхновых в удаленных на разные расстояния галактиках, как надеялись ученые, дадут наконец ответ. И ответы действительно были получены. Только совсем не те, что ожидались. В дело вмешался вакуум, который, скорее всего, и определяет судьбу Вселенной и даже, возможно, ее отдаленную катастрофу.

Физики и раньше считали, что вакуум космического пространства - самый сложный объект природы. Но уже 100 лет экспериментаторы никак не могут к нему подступиться, хотя он в их распоряжении в неограниченном количестве. На свойствах вакуума построена вся радиосвязь, от космических аппаратов до телевидения и сотовых телефонов. Но это лишь одно из многих его свойств. Квантовая теория показывает, что вакуум как бы кипит элементарными частицами, которые парами частица-античастица (например, электрон-позитрон) на мгновение появляются на его "поверхности" (поверхности чего?) и тут же ныряют обратно. Эти пары называются виртуальными; они вездесущи. Ими объясняются даже некоторые особенности спектра водорода. При определенных условиях физикам удается их "поймать". (В те "урожайные" на физические открытия десятилетия начала ХХ века, в 1928 году, Поль Дирак выдвинул гипотезу о бесконечном "море" провалившихся куда-то электронов. "Море" провалившихся электронов имеет бесконечную, но отрицательную энергию. Пары электрон-позитрон связаны именно с морем Дирака.)

Возвращение лямбда-члена

Виртуальные частицы обладают некоторой энергией. На первый взгляд, исходя из интуитивных представлений, о какой энергии пустоты можно говорить? Но квантовая механика не в ладу с нашей интуицией. На этот раз она начала игры с лямбда-членом, который в пору своего возникновения в работе Эйнштейна никакого отношения к квантовой механике не имел. (Квантовую механику Эйнштейн "не уважал", считая ее лишь фасадом чего-то скрытого, а про ее вероятностные законы говорил, что "не верит, что Бог играет в кости"). Но после десятилетий забвения лямбда-члена, отвергнутого самим автором, физики вновь вернулись к нему. В конце 60-х годов энергия пустоты вышла в ряд важнейших проблем теоретической физики. На Московском астрофизическом семинаре космологическая постоянная, греческая "лямбда", постоянно возникала на доске, а переполненная аудитория внимала, затаив дыхание, парадоксальным идеям, которые ей блистательно излагали Яков Борисович Зельдович, Иосиф Самуилович Шкловский, Андрей Дмитриевич Сахаров и другие, уже покинувшие нас корифеи. Общая теория относительности требует, чтобы в качестве источников гравитации рассматривались все формы энергии, включая энергию пустоты. В 1967 году Зельдович провел первые расчеты плотности энергии квантового вакуума и нашел, что ей соответствует лямбда-член невообразимой величины. В 1967 и 1968 годах он опубликовал работы, в которых показал, что лямбда-член, или космологическая постоянная, - это не кривизна мира, а плотность энергии вакуума. Космологическая постоянная становилась темой номер один. Теоретики снова и снова обращались к плотности энергии вакуума. Сказать, что их результаты кажутся абсурдными, - слишком мягко. Расчеты показывали, что энергия пустого пространства превосходит ВСЮ энергию Вселенной (если оценить ее с помощью знаменитого "эм-цэ-квадрат"), нет, не в миллиарды, не в триллионы - в единицу со 120 нулями раз. При некоторых (условных) допущениях можно ввести ограничение, и число нулей снижается до 55, от чего не легче. Если допустить, что столь высокая плотность энергии вакуума реальна, она мгновенно раздробила бы и разбросала все вещество Вселенной.

Эксперимент. Открытие всемирного антитяготения

Пока теоретики бились над немыслимой плотностью энергии вакуума, техника эксперимента достигла такого состояния, которое позволило провести измерения яркости сверхновых, расположенных на полпути к горизонту Вселенной, о чем уже говорилось выше. Результаты наблюдений очень далеких сверхновых показаны на рис. 7. По горизонтали отложено красное смещение z, которое просто равно относительной величине смещения длин волн спектральных линий сверхновой. Если z = 0,5, это соответствует примерно 1/3 расстояния до горизонта Вселенной; z = 1 - Вселенная в возрасте 6 миллиардов лет; z = 6 - молодая Вселенная, 1 миллиард лет. По вертикали показана разность между теоретической яркостью сверхновой в пустом пространстве и реально наблюдаемой ее яркостью. Как уже говорилось, далекие галактики предстают такими, какими они были миллиарды лет назад. Соответственно такими тогда были и свойства пространства, в котором они находились. Если с тех пор расширение замедлилось, это должно быть видно в измерениях. Что же показал эксперимент? Уже при z = 0,5 яркость сверхновой оказывается на 25% меньше теоретической. Но при z = 1 вместо уменьшения яркость возрастает. Кривая на рис. 7, с которой хорошо согласуются измерения, представляет теоретическую модель. (В ней соотношение плотности энергии вакуума и вещества составляет 0,7 к 0,3.) Выводы получаются такими. Величина красного смещения z = 1 - это то время, до которого все шло примерно так, как предсказывала теория: скорость разбегания галактик под действием всемирного тяготения постепенно замедлялась. Вплоть до возраста 7 миллиардов лет движением галактик управляла материя через гравитацию. Но дальше в их движении произошли изменения. Вместо замедления галактики стали УСКОРЯТЬСЯ, причем их ускорение экспоненциально нарастает в течение последних 5 миллиардов лет. Всемирное притяжение сменилось всемирным отталкиванием, или антигравитацией! Мы живем примерно в середине периода, когда роль темной массы (вместе с обычным веществом) сменилась ролью темной энергии. При возрасте 7 миллиардов лет их отношение было 10:1. Через 14 миллиардов лет отношение станет обратным, 1:10 (или 10 : 1, но уже в пользу темной энергии). Свойства антигравитации удивительны. Нам представляется естественным, что путешественник, который отправился из пункта А в пункт Б, удаляясь от А, приближается к Б. Но путешественники на межгалактическом корабле отдаленного будущего смогут увидеть, что антигравитация удаляет от них все пункты одновременно.

Темная энергия и судьба Вселенной

На существование антигравитации указывают и результаты исследований реликтового излучения, и наблюдения сверхновых. Источник антигравитации, темная энергия, представляет собой несравненно большую загадку, чем темная масса. По-видимому, влияние темной энергии существовало всегда, но стало проявляться лишь тогда, когда силы гравитации Вселенной ослабились из-за ее расширения. Наиболее подходящий кандидат на роль темной энергии - вакуум. Есть и другая гипотеза: космическое ускорение может объясняться ослабленной формой тех чудовищных сил, которые разбросали материю в Большом взрыве. По существу, это замена одного неизвестного явления другим, еще более неизвестным, или, может быть, просто замена названия. Неизвестно даже, тот ли вакуум сегодня правит во Вселенной, что был в момент ее рождения, и тот ли это вакуум, который в лабораториях штурмуют физики. Ученые размышляют, сжимаема ли темная энергия и не изменялись ли ее свойства во времени. Теоретические исследования указывают на совершенно фантастическое, с точки зрения здравого смысла, свойство вакуума: он должен иметь отрицательное давление, причем плотность его энергии при расширении остается, как ни странно, постоянной, в то время как в газовой среде давление положительно и падает с расширением. Интересно сравнить плотности энергии вакуума и темной материи. На тот же межгалактический куб со стороной 170 000 км, с 1 г обычного вещества и 10 г темной массы, приходится 25 г темной энергии, если выразить ее как плотность массы. Рис. 8 иллюстрирует, из чего состоит Вселенная. Вакуум является самой плотной средой. Но в отличие от темной и светящейся материй, распределение которых неоднородно, плотность вакуума абсолютно одинакова во всей Вселенной. Среди других парадоксальных свойств вакуума - его плотность и давление неизменны, несмотря на расширение Вселенной, которое он и вызывает, сам оставаясь неизменным. На вакуум нигде и ничто не влияет. В отличие от реликтового излучения, движение относительно вакуума не обнаруживается. Вакуум всегда попутный, как было показано в знаменитом эксперименте Альберта Майкельсона еще в 1881 году.

Судьба нашей Вселенной, сценарий дальнейших в ней событий теперь полностью определяются темной энергией, если ее свойства во времени остаются неизменными. Всемирное тяготение в межгалактических масштабах свое отыграло и больше не вернется. Теоретики рассматривают уравнение состояния темной энергии при разных ее плотности и давлении. Если ее свойства неизменны, уравнение состояния w приравнивается к -1. Некоторые повороты теории допускают пределы w от 0 до -1, а наблюдения сверхновых указывают на величину, близкую к -1. Значения бо'льшие по абсолютной величине, скажем -1,1, приводят к появлению бесконечностей и логических бессмысленностей. Вряд ли это смущает природу, но теоретиков ставит в тупик.

В обзорной статье в упоминавшемся выпуске журнала "Science" грядущие события описывались весьма драматично, следующим сценарием дальнейшей эволюции Вселенной. Антигравитация со временем все нарастает. Через несколько миллиардов лет она приступает к "Большому вспарыванию" ткани Вселенной. Сначала разрушаются скопления галактик, и под действием темной энергии они "выстреливаются" из скоплений. В оптимистическом варианте это происходит примерно через 10 миллиардов лет (так что время у нас еще есть). Спустя несколько сотен миллионов лет после этого наша и другие галактики разлетаются на куски. Далее события все ускоряются. Распадаются планетные системы, планеты теряют связь с Солнцем. Разрушаются звезды и планеты. Химические соединения распадаются на атомы, но и атомы теряют стабильность: ядра не могут удержать электроны. Под действием колоссальных давлений "вспарываются" протоны и нейтроны Примерно такие страсти звучали и в некоторых научно-популярных статьях и выступлениях, что вызвало у физиков-космологов, как было принято писать недавно, "гневное негодование". В их более реальном сценарии антигравитация мало что меняет в уже существующих галактиках, а тем более в Солнечной и других планетных системах. От антигравитации они защищены своей массой. Происходит же следующее: антигравитация действительно нарастает, что приводит ко все ускоряющему ся взаимному удалению галактик и постепенному уходу их за горизонт Вселенной. В этом смысле пространство становится все более и более пустым. Галактики на небе того далекого времени астрономы будут считать по пальцам. Но отбирать у нас Солнце (которому, кстати, до этой поры все равно не дожить) никто не собирается. Таков сценарий "Большого вспарывания" исходя из того, что о свойствах темной энергии известно сегодня. Но окончательный ли это сценарий?

Он считал лямбда-член самой большой своей ошибкой

Можно сказать, что Вселенной правит энергия пустоты, которая вошла в космологию под маской лямбда-члена. Космологическая постоянная Эйнштейна вовсе не была "самой большой его ошибкой", как он говорил Гамову. И все-таки ее современный смысл стал иным. У Эйнштейна уравнение гравитационного поля связывало тензор кривизны пространства с распределением в нем энергии и материи через гравитационную постоянную Ньютона. Лямбда-член он поместил слева, как свойства пространства. Теперь физики перенесли его вправо. Здесь вакуум действует наравне с распределением энергии и материи и представляет новую форму плотности энергии, многократно превосходящую все, что до сих пор было знакомо физике. Антитяготение превышает тяготение. Результирующая гравитация - это отталкивание, а не притяжение. Лямбда-член определяет закон всемирного антитяготения и ускоряющееся расширение Вселенной. Остается добавить, что, если бы Эйнштейн не создал лямбда-член, он все равно появился бы в наши дни.

О чем в настоящей статье рассказано не будет, так это об уже созданных и создаваемых новых гипотезах о природе темной энергии. Физики пытаются построить их как на классических началах, так и на дальнейшем развитии принципов квантовой механики. Причем с учетом планковских квантов времени и пространства, существующих, по-видимому, реально. Длина планковского кванта пространства в сантиметрах равна 32 нулям после запятой перед единицей, а кванта времени, в секундах, - 42 нулям после запятой перед единицей. Ни времени, ни длин короче их в природе не бывает, что объясняет, например, парадокс бесконечной плотности в сингулярности. До Большого взрыва плотность в ней могла быть гигантской, но не бесконечной, а сингулярность не могла быть меньше кванта объема (в кубических сантиметрах - 98 нулей после запятой). События не могли быть короче кванта времени. Стараясь объединить принципы общей теории относительности и квантовой механики, физики разработали теорию струн и теорию петлевой квантовой гравитации, конкурирующие в объяснении устройства мира. Найдет ли природа темной энергии свое объяснение в квантовой теории или же в терминах классической физики, как это старался сделать Эйнштейн, покажет время.

Темная эпоха

Как ни удивительно, вскоре после Большого взрыва, через полмиллиона лет, началась эпоха, когда во Вселенной было совершенно темно, пусто и холодно. Темная эпоха продолжалась примерно 250 миллионов лет. Во Вселенной не было ни одной звезды, ни одной галактики. Если в начале Темной эпохи глаз человека еще мог бы заметить тускло-красное равномерное свечение неба, то теперь темнота стала вездесущей. Пространство было заполнено главным образом темной материей и реликтовым излучением, которое тогда было более коротковолновым (инфракрасным), соответствовало примерно 150 К (-120^оС) и продолжало остывать по мере расширения пространства. Барионная материя составляла 1/10 темной и состояла из атомов водорода и гелия в пропорции 4:1 по массе. Темная энергия практически никакой роли не играла. События Темной эпохи установлены с помощью расчетных моделей, потому что ничего, кроме реликтового излучения, оттуда до нас не дошло. Но модели достаточно надежны; именно модели дают представление о природе Темной эпохи. Когда связь реликтового излучения с веществом разорвалась и излучение стало самостоятельным явлением, красное смещение z составляло огромную величину, z = 1200 (рис. 9). Это соответствует уже упоминавшемуся возрасту 400 тысяч лет. При z = 1100 температура снизилась до 3000 К, произошла рекомбинация плазмы, и частицы объединились в атомы. На этом, похоже, бурные события закончились, и наступила Темная эпоха. До образования первых звезд оставалось, по разным моделям, 200-400 миллионов лет довольно скучного времени, когда уже не было никаких критических процессов. Главное, что происходило, - дальнейшее понижение температуры. И причина, по которой задерживалось звездообразование, даже не в том, что распределение вещества было практически однородным, а это препятствовало возникновению конденсаций. Эксперимент на спутнике WMAP показал, что, хотя образование звезд оставалось крайне маловероятным, очень небольшие и крайне маловероятные неоднородности темной массы все же существовали (рис. 5). Но когда красное смещение z достигло примерно 6 (а возраст Вселенной примерно одного миллиарда лет), бесчисленные галактики заполнили пространство. Первые звезды, которые были огромными и очень яркими, определили всю дальнейшую историю Вселенной. Чего же они ждали, что до того задерживало звездообразование? Оказывается, запрет создавал сам механизм образования звезд.

Первые звезды

Процесс возникновения первых звезд более простой, чем процесс образования звезд современного типа, благодаря химической чистоте исходного материала - смеси водород-гелий. Газ атомарного состава был перемешан с темной массой. Он начинал сжиматься, следуя действию гравитационных сил конденсации темной материи. Формирование звезды зависит от температуры среды, массы конденсирующегося газового образования и наличия в нем молекулярного водорода, который обладает способностью отводить из конденсации тепло, излучая его в окружающее пространство. Молекулярный водород не может возникнуть из атомарного при случайных столкновениях атомов, для его образования у природы припасен довольно сложный процесс. Поэтому при z > 15-20 водород оставался в основном в атомарной фазе. При сжатии температура газа в конденсации повышается до 1000 К и более и доля молекулярного водорода несколько увеличивается. При такой температуре дальнейшая конденсация невозможна. Но благодаря молекулярному водороду температура в наиболее плотной части конденсации снижается до 200-300 К и сжатие продолжается, преодолевая давление газа. Постепенно обычная материя отделяется от темной и концентрируется в центре. Минимальная масса газовой конденсации, необходимая для образования звезды, масса Джинса, определяется степенной зависимостью от температуры газа, поэтому первые звезды имели массу в 500-1000 раз большую, чем Солнце. В современной Вселенной при образовании звезд температура в плотной части конденсации может быть всего 10 К, потому что, во-первых, функции теплоотвода более успешно выполняют появившиеся тяжелые элементы и частицы пыли, во-вторых, температура окружающей среды (реликтового излучения) составляет всего 2,7 К, а не почти 100 К, как это было в конце Темной эпохи. Второй критерий массы Джинса - давление (точнее, квадратный корень из давления). В Темную эпоху этот параметр был примерно таким же, как теперь.

Образовавшиеся первые звезды были не только огромными, в 4-14 раз больше Солнца (рис. 10), но и очень горячими. Солнце излучает свет с температурой 5780 К. У первых звезд температура составляла 100 000-110 000 К, а излучаемая энергия превосходила солнечную в миллионы и десятки миллионов раз. Солнце называют желтой звездой; эти же звезды были ультрафиолетовыми. Сгорали и разрушались они всего за несколько миллионов лет, но успевали выполнить по крайней мере две функции, определившие свойства последующего мира. В результате реакций синтеза происходило некоторое обогащение их недр "металлами" (так астрономы называют все элементы тяжелее водорода). Истекающий с них "звездный ветер" обогащал металлами межзвездную среду, облегчая формирование последующих поколений звезд. Главным же источником металлов были взрывы некоторых звезд в качестве сверхновых. Наиболее массивная часть первых звезд в конце своего жизненного пути, по-видимому, образовала черные дыры. Мощное ультрафиолетовое излучение гигантских звезд вызвало быстро развивающиеся разогрев и ионизацию межзвездного и межгалактического газа. Это была вторая их функция. Такой процесс называют реионизацией, потому что он был обратным рекомбинации, завершившейся за 250 миллионов лет до этого, при z = 1200, когда образовались атомы и освободилось реликтовое излучение. Исследования далеких квазаров показывают, что реионизация практически закончилась при z = 6-6,5. Если эти две отметки, z = 1200 и z = 6,5, считать границами Темной эпохи, то она продолжалась 900 миллионов лет (рис. 11). Сам период полной темноты, до появления первых звезд, длился короче, около 250 миллионов лет, причем теоретики считают, что в некоторых, совершенно исключительных случаях отдельные звезды могли появиться и раньше, но вероятность этого была очень низкой.

С образованием первых звезд Темная эпоха закончилась. Гигантские ультрафиолетовые звезды входили в протогалактики, образованные, главным образом, темной материей. Размеры протогалактик были небольшими, и они находились близко одна к другой, что вызывало сильное притяжение, которое объединяло их в галактики, тоже небольшие. Размеры первых галактик составляли 20-30 световых лет (всего в 5 раз больше современного расстояния до ближайшей звезды, а диаметр нашей Галактики 100 000 световых лет). Было бы интересно увидеть эти гигантские ультрафиолетовые звезды, но, несмотря на их огромную яркость, сделать это не удается: они находятся в области z = 8-12, а рекордом наблюдения удаленных объектов пока остается квазар при z = 6,37. Вот если бы придумать, как выделить излучение, возникшее в определенный период времени Допускал же колебавшийся иногда Э. Хаббл, что красное смещение - просто результат старения света, а не эффект Доплера.

Заключение

В 2005 году исполняется 100 лет со дня опубликования Альбертом Эйнштейном его первой работы по теории относительности. По мере углубления экспериментальных исследований обнаруживается, что мир становится все сложнее. Усложняются и появляющиеся новые теории, судить о справедливости которых мне, экспериментатору, нелегко. Какое-то утешение я нахожу в следующих словах Эйнштейна: "Никаким количеством экспериментов доказать теорию нельзя, но достаточно одного, чтобы ее опровергнуть". Заканчивая этот короткий обзор новых открытий в астрофизике, я пытаюсь представить себе другой обзор, тот, который будет написан через 100 лет. Надеюсь, его автор тоже будет оптимистом и в заключение приведет те же слова Луция Аннея Сенеки: "Природа не раскрывает свои тайны раз и навсегда".