Происхождение Вселенной - [27]

Водяные пары в атмосфере поглощают микроволновое излучение, поэтому для наблюдений КМФ нужно искать высокие и сухие места. Толщина льда на Южном полюсе составляет 2830 метров, и воздух там чрезвычайно сухой. Но это не самое высокое место, где стоит подобный телескоп. Антенна для измерения анизотропии микроволнового фона (The Array for Microwave Background Anisotropy, AMiBA) находится на высоте 3400 метров на склоне горы Мауна-Лоа на Гавайях. Еще выше, на высоте 5200 метров у вершины Серро Токо в пустыне Атакама в Чили, расположены еще несколько детекторов, улавливающих сигналы гравитационных волн. К ним относятся эксперимент Polarbear («Полярный медведь»), камера ACTPol (Atacama Cosmology Telescope – космологический телескоп в Атакаме), измеряющая анизотропию поляризации, и система телескопов CLASS (Cosmology Large Angular Scale Surveyor – наблюдатель больших космологических угловых масштабов). Кроме того, детекторы устанавливаются на аэростатах и парят на еще большей высоте над Антарктикой, Австралией и над штатом Нью-Мексико.

Глава 6 Темная материя

Космос гораздо обширнее, чем те галактики со всем их видимым веществом, которые мы можем наблюдать. В нем незримо присутствует также таинственная субстанция, именуемая темной материей, которая играет более значительную роль, чем обычная материя, и служит гравитационным клеем при образовании звезд и галактик.

Проливая свет на темную материю

Несколько десятилетий тому назад мы думали, что понимаем, из какого вещества состоит Вселенная, но теперь это не так. Сейчас мы знаем, что атомы, из которых состоит все видимое вещество в космосе – от галактик до планет и облаков межзвездного газа и пыли – представляют менее 20 % всей космической материи. Остальные 80 % – это темная материя, невидимая в обычные телескопы. Но если мы не можем ее видеть, откуда же мы знаем, что она есть?

Мы не можем взвесить Солнце или планету на весах. Но мы можем определить их массу, измеряя гравитационное притяжение, которое они оказывают на окружающие их объекты. Таким же образом можно измерить массу галактики или даже скопления галактик, наблюдая, насколько быстро звезды и другие объекты вращаются вокруг их центров. Швейцарский астроном Фриц Цвикки (1898–1974) применил в 1933 году этот принцип к скоплению галактик Волос Вероники, содержащему более 1000 галактик и находящемуся на расстоянии 300 миллионов световых лет от нас. Он нашел, что отдельные галактики в этом скоплении двигаются слишком быстро для своих масс. И непонятно, что их удерживает в скоплении, ведь, по сути, они должны были разлететься в разные стороны (рис. 6.1).

Рис. 6.1. Доказательство существования темной материи: звезды у краев галактик двигаются слишком быстро, чтобы удерживаться на орбите только за счет притяжения материи, которую мы видим в галактическом центре

Необычные результаты, полученные Цвикки, не привлекали большого внимания вплоть до конца 1960-х годов, когда Вера Рубин (1928–2016) из Института Карнеги в Вашингтоне измерила доплеровское смещение облаков водородного газа в некоторых далеких галактиках. Измерения показали, что для тех скоростей, с которыми облака вращаются вокруг центров галактик, требуется гораздо больше массы, чем ее содержится в видимом веществе.

Без темной материи само существование многих галактик, которые кажутся устойчивыми, открыто отрицает законы физики. Тот факт, что они все-таки существуют, служит одной из наиболее веских причин полагать, что в космосе существует многое, не видимое для нашего глаза.

Космический микроволновый фон

Хотя до сих пор мы не можем увидеть эту самую темную материю, мы видим доказательства ее существования везде, куда бы ни падал наш взор. Возьмем, например, космический микроволновый фон. Изучая картину распределения областей КМФ, температуры в которых немного выше и ниже средней, мы смогли многое узнать об истории развития нашей Вселенной и ее составе (рис. 6.2). Кроме всего прочего, эти вариации КМФ говорят нам о том, как была распределена материя в ранней Вселенной. Темная материя начала собираться в комки под действием гравитации раньше обычного вещества, поэтому следы ее влияния можно увидеть на небе в многочисленных маленьких горячих и холодных областях с угловыми размерами, равными примерно 0,25 градуса.

Картина распределения этих пятен позволяет нам определить, сколько должно быть темной материи. Оказывается, на 1 грамм видимого вещества в космосе должно приходиться 4 или 5 граммов, которые мы не видим.

Рис. 6.2. Сравнение ранней и современной Вселенной

Даже если бы темная материя была не нужна для удерживания галактик от разлетания, в ее отсутствие космос выглядел бы совсем по-другому. Так говорят модели Вселенной, полученные на суперкомпьютере. Такое моделирование прослеживает движение миллиардов частиц на протяжении всей эволюции Вселенной и помогает понять, почему Вселенная стала такой, какая она есть. Когда атомы газа в обычной материи сжаты в более тесном объеме, они сталкиваются чаще. Это взаимодействие стремится оттолкнуть атомы друг от друга, препятствуя дальнейшему сжатию газа под действием гравитации. С другой стороны, частицы темной материи вяло взаимодействуют друг с другом и поэтому «кучкуются» более охотно. Моделирование с учетом этих свойств показывает, что при расширении и эволюции Вселенной первыми образовывались «комки», или гало, темной материи.