Пять нерешенных проблем науки. Артур уиггинс, чарльз уинн пять нерешенных проблем науки рисунки Сидни Харриса
 Скачать 2.98 Mb.
|
|
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 ЦвиккиБарионная 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:
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:
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:
♦ 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. Столкнувшись с неожиданным: ускорение Вселенной В начале 1990-х годов две разные группы ученых занялись измерением расстояния до сверхновых звезд (см. гл. 3) в надежде определить замедление Вселенной нахождением ее нынешней скорости расширения, которая, по их мнению, должна была падать со временем. Но нашли они не то, что искали: вместо замедления получили ускорение. Ученые были столь удивлены, что, боясь ошибиться, несколько раз перепроверили свои результаты и лишь затем их обнародовали. Прежде чем приступить к изучению этих данных, посмотрим, что ученые пытались сделать. Ведь, как мы помним, затруднение Хаббла при определении расстояний до удаленных галактик вызывалась тем, что переменные звезды-цефеиды у таких галактик оказывались слишком тусклыми. Поэтому вполне разумно было отыскать более яркие объекты с известной светимостью, после чего вычислить расстояние до них на основе их относительной светимости. При всей яркости сверхновых звезд светимость зависит от их массы. Один вид сверхновых связан со звездой постоянной массы, а поэтому и известной светимости. Подобное происходит, когда белый карлик получает дополнительную массу от звезды-спутника, и этой массы достаточно, чтобы превысить предел для массы белого карлика (в 1,4 раза больше массы Солнца). Тогда белый карлик взрывается, становясь сверхновой звездой типа 1а. Ввиду своей чрезвычайной светимости сверхновые типа 1а легко различимы в отдаленных галактиках. Такие сверхновые взрываются с одной и той же светимостью, так что расстояние до них можно вычислить, измеряя их видимый блеск: чем он слабее, тем она дальше. Трудность данного подхода связана с тем, что сверхновые типа 1а сохраняют свою максимальную яркость лишь в течение нескольких недель. В 1998 году в рамках проекта космологии сверхновых звезд Калифорнийского технологического института и Международного консорциума по поиску сверхновых с большой Z26 [величиной красного смещения] исследовались различные сверхновые типа 1а вблизи максимума их яркости и определялись их расстояния. С помощью метода доплеровского сдвига, впервые предложенного Весто Слайфером, они определили красные сдвиги галактик, где находились сверхновые, и сравнили полученные величины со значениями, получаемыми с применением зависимости Хаббла. Измерения показали, что эти отдаленные сверхновые обладают значительно меньшим блеском, чем указывает зависимость Хаббла. А поскольку свету от вспыхнувших сверхновых пришлось добираться к нам 4—8 млрд лет, измерения свидетельствовали, что сегодня Вселенная расширяется значительно быстрее прежнего. Иначе говоря, ее расширение идет с ускорением. На следующий год обнаружили еще более удаленную сверхновую. Оказалось, что это самая далекая из когда-либо наблюдавшихся звезд, и свет от нее шел 11 млрд. лет. Блеск ее оказался выше расчетного. Получалось, что 11 млрд. лет назад происходило замедление ранней Вселенной из-за сил тяготения. Но 4—8 млрд. лет назад она стала ускоренно расширяться, а галактики — разбегаться со всевозрастающей скоростью. Из этого измерения следовал неумолимый вывод: какова бы ни была причина нынешнего ускоренного расширения Вселенной, оно было менее заметным или даже вовсе отсутствовало на ранней стадии ее эволюции. Оно стало заметным, когда Вселенная миновала пик своей эволюции, и с той поры возраст определяет ее поведение.  Такое положение вещей сродни ситуации, когда водитель замедляет скорость при виде красного света светофора, чтобы при появлении зеленого света нажать на газ. В темноте рассуждать о темной энергии Что это за штука, вызывающая подобное космологическое ускорение? Мы не знаем, но уже дали ей название. Недостающую массу (энергию) никогда не видели, поэтому она темная. А раз она противодействует тяготению, то не может обладать привычной для нас массой. Астрофизик из Чикагского университета Майкл Тернер окрестил ее в 1999 году темной энергией. Благодаря ряду различных опытов у нас есть оценка величины этой неведомой темной энергии, пусть даже мы и не знаем, что она собой представляет. Несколько опытов ставилось с целью выяснить общие геометрические свойства пространства и определить, открытая, плоская или замкнутая наша Вселенная. Фоновое микроволновое излучение, заполняющее ее всю, осталось от начального «большого взрыва». В течение первых 400 тыс. лет после этого взрыва Вселенная была еще столь горячей, что представлялась непроницаемой для электромагнитного излучения. Затем, остыв, она стала испускать электромагнитные волны. На протяжении 400 тыс. лет эти волны способны были преодолевать лишь ограниченное расстояние, так что все флуктуации в излучении были ограничены по величине. Но с тех пор флуктуации исказились ввиду искривления пространства. Измерение величины минимальных температурных флуктуации в самом излучении дает возможность определить общую кривизну пространства. Для измерения этих флуктуации были задействованы высотные воздушные шары и датчик наверху метеорологической станции на Южном полюсе. В рамках экспериментов «Бумеранг», «Максима» и «Дейси» удалось изучить эти флуктуации и определить, что пространство Вселенной — плоское (евклидово): Ω= 1 ±4% (рис. 6.13). У плоской Вселенной Ω= 1, так что плотность в точности должна совпадать с критическим значением. Поскольку обычное вещество и темная материя вместе составляют 27% критической плотности массы (энергии), для обеспечения плоского характера геометрии Вселенной оставшиеся 73% должны приходиться на темную энергию. Данная теория оставляет смешанное чувство: мы можем оценить количество темной энергии, блуждая в потемках по поводу ее природы. Вот какую картину рисуют эти данные: после первоначального резкого раздувания (инфляции) Вселенная перешла к расширению, и скорость уменьшилась под действием материи (обычной и темной). На ранних стадиях эволюции темная энергия почти не проявляла себя, так как была столь равномерно распределена по Вселенной, что не вмешивалась в формирование галактик и туманностей.  Рис. 6. 75. Флуктуации фонового микроволнового излучения, определяющие общую кривизну пространства. На верхнем снимке представлены опытные данные; нижние снимки представляют собой три возможных распределения флуктуациис двухмерными изображениями пространственно-временной кривизны. Слева направо представлены случаи замкнутой, плоской и открытой Вселенной. Данные более всего согласуются со случаем плоской Вселенной Спустя несколько миллиардов лет верховенство перешло к темной энергии, и она стала своим отрицательным давлением противодействовать силе тяготения, ускоряя тем самым расширение Вселенной. В настоящее время темная энергия слегка пересиливает тяготение, но с увеличением расширения Вселенной все большие расстояния будут способствовать дальнейшему ослаблению тяготения. Преобладание темной энергии будет становиться все более заметным, вызывая еще более ускоренное расширение Вселенной. Решение головоломки: где, когда, как и кто? С точки зрения теории существует несколько возможностей учета темной энергии: Возвращение космологической постоянной Эйнштейна. Будет забавно, если окажется невозможным обойтись без «самой крупной ошибки» Эйнштейна. Ведь правильно подобранная космологическая постоянная отразит противодействие тяготению в виде отрицательного давления, вызывающего ускоренное расширение Вселенной в согласии с опытными данными. Но если космологическая постоянная представляет собой энергию нулевых колебаний вакуума (представление квантовой механики, связанное с принципом неопределенности Гейзенберга), она получается на 120 порядков выше, и надо ее каким-то образом уменьшать. Добавление зависящего от времени члена к эйнштейновским уравнениям поля. Если бы некоторая величина в уравнениях Эйнштейна менялась во времени, она могла бы объяснить незначительное влияние темной энергии для ранней Вселенной и последующее усиление ее роли. Хотя теоретики предпочитают простые уравнения по возможности с малым числом регулируемых параметров, надо рассмотреть и такой, менее изящный выход из положения. Допущение изменения во времени фундаментальных величин, ранее считавшихся постоянными. Возможно, скорость света или постоянная тяготения менялись со временем. Исследования в этом направлении продвигаются с трудом и дают противоречивые результаты. Добавление пятого, еще не выявленного взаимодействия. Данное взаимодействие получило название «квинтэссенция» и представляет собой еще не выявленное поле отрицательной энергии, пронизывающей все пространство. Схожее представление связано со спиновым полем, именуемым спинтэссенцией. Допущение гипотетических частиц под названием акси-оны. Если аксионы существуют, то фотоны могут генерировать аксионы, а затем опять становиться фотонами, вызывая изменения в светимости звезд. Другая возможность состоит в том, что аксионы каким-то образом связывают друг с другом темную материю и темную энергию. Аксионы — необычные частицы, возможно, имеющие отношение к вопросу о происхождении массы элементарных частиц Вселенной (см. гл. 2).
Где, когда и как. Помимо теоретических разработок планируется проведение ряда опытов по выяснению природы и величины темной энергии и темной материи.
Спутник Планка. Европейское управление космических исследований готовит запуск спутника для проведения более точных по сравнению с сегодняшними измерений флуктуации реликтового излучения. Запуск намечен на начало 2007 года.
|