В темноте рассуждать о темной материи

Рассматриваются три различных способа в объяснении природы темной материи: барионная темная материя, не-барионная темная материя или возможное недопонимание тяготения.

Рис. 6.11. Фриц Цвикки

Барионная темная материя. Строго говоря, барионами являются только протоны и нейтроны (см. гл. 2), но астрономы в состав барионной темной материи включают и электроны. Все дело в том, что такая темная материя состоит из хорошо известных частиц, но ее излучение недостаточно для обнаружения.

Примером темной барионной материи могут служить:

♦ Обыкновенное вещество. Гелиевые и водородные облака, рассеянные в межгалактическом пространстве, считаются обыкновенной темной материей.

MACHO (Massive Astrophysical Compact Halo Objects), массивные астрофизические компактные галообъекты. Состоят из тел во внешнем окружении галактик (гало — короны), обладающих массой, но ввиду малых размеров или слабого излучения мы не в состоянии их обнаружить. Представители таких тел:

♦ Коричневые карлики размером примерно с Юпитер или наименьшую звезду, но тяжелее Юпитера в 80 раз. Эти объекты формировались одновременно со звездами и планетами, но из-за недостаточной для запуска механизма ядерного синтеза массы они просто медленно остывают, излучая энергию, слишком малую, чтобы наши датчики ее обнаружили.

♦ Белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры — это все, что осталось от существовавших некогда звезд малой, средней и большой массы, и у них слишком слабое (либо отсутствующее вовсе, как у черных дыр) для регистрации излучение.

Для поиска МАСНО привлекают эффект гравитационной линзы, когда свет от далеких звезд изгибается в присутствии МАСНО, что косвенно указывает на их наличие. Результаты измерений в Млечном Пути свидетельствуют о наличии нескольких МАСНО во внешней области короны нашей Галактики, но этого мало для учета всей темной материи.

Небарионная темная материя. Небарионная темная материя состоит из частиц, отсутствующих в известном на сегодняшний день списке обладающих массой покоя элементарных частиц. Возможна как холодная, так и горячая небарионная темная материя.

♦ Холодная темная материя. Такая материя состояла бы 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= тс² (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.

Дата добавления: 2015-11-16