Открытие темной материи кратко
Обновлено: 02.07.2024
Массимо Капаччиоли — почетный профессор Университета Федерико II (Неаполь, Италия) и Московского государственного университета им. М. В. Ломоносова. Был директором Астрономической обсерватории Каподимонте (Неаполь) и телескопа ESO VST, возглавлял Итальянское астрономическое сообщество. Специалист в области динамики и эволюции звездных систем, а также наблюдательной космологии, популяризатор науки.
Ольга Сергеевна Сажина — доктор физико-математических наук, ведущий научный сотрудник Государственного астрономического института им. П. К. Штернберга Московского государственного университета им. М. В. Ломоносова. Лауреат премии имени И. И. Шувалова II степени МГУ (2013). Область научных интересов — космология, теория струн.
Михаил Васильевич Сажин — доктор физико-математических наук, профессор, главный научный сотрудник того же института. Иностранный член итальянской Академии науки, литературы и искусств; лауреат премии имени М. В. Ломоносова МГУ (2012). Занимается космологией, теорией относительности, астрометрией.
Даже если это и неправда, все равно отлично придумано.
Постановка задачи
В конце XVIII в. священник Джон Мичелл и независимо Пьер-Симон де Лаплас задумались о модели космического тела, состоящего из обычного вещества, но невидимого из-за своей огромной массы, способной пленить даже свет. Идея черной дыры родилась раньше положенного срока, до создания теории относительности, но уже показала странные возможности экстремальных сочетаний света и вещества.
Не менее важным событием для методологии будущих астрономических открытий и поиска невидимого вещества стало обнаружение планеты Нептун.
Предтечи
Рис. 1. Отношение массы к светимости для галактик скопления Волосы Вероники как функция расстояния до центра для разных моделей плотности темной материи. Показано среднее значение, найденное Цвикки в 1937 г.
Новаторские идеи Цвикки не были восприняты всерьез. Кроме того, недоставало кандидатов для источников обычного барионного вещества. Сегодня известно, что яркие звезды составляют малую долю массы скопления, а большая часть барионов обнаруживается в состоянии горячей плазмы, расположенной в пространстве между скоплениями и видимой в рентгеновских лучах. Количество таких барионов тем обильнее (превышая звездную плотность до величины, в 15 раз большей), чем населеннее скопление. Во времена Цвикки еще не умели наблюдать рентгеновское излучение горячих газов и излучение в инфракрасном диапазоне от пыли, и тем более еще не пришло время даже представить, что материя может быть небарионной.
В работах Цвикки содержится много незаслуженно забытых идей. Так, например, он пишет, что теорема вириала, примененная к скоплениям галактик, обеспечивает хороший наблюдательный тест по проверке закона обратных квадратов для гравитационных сил. Поскольку скопления галактик — максимально крупные из известных нам сосредоточения вещества, изучение их динамики остается последней ступенью перед изучением динамики Вселенной в целом. Возникает вопрос, могут ли разногласия в измерениях динамических свойств скоплений быть вызваны каким-то пороком фундаментальной теории гравитации или все-таки необходимо задуматься прежде всего об особенностях состава этих скоплений. В современных теориях изменение гравитационной теории идет по двум основным направлениям — это теории MOND (Модифицированная ньютоновская динамика) и f(R)-гравитации.
Теория MOND была предложена в 1983 г. сначала просто как феноменологическая, но затем перешла в разряд самосогласованных теорий, будучи классической, а не релятивистской (хотя и не без некоторых проблем). Основная ее идея — радикальное преобразование закона инерции в тех областях, где гравитационные ускорения малы, например на периферии галактик: в условиях слабого поля гравитационная сила считается пропорциональной квадрату ускорения. Такая модификация закона тяготения дает, так сказать, эффект большей гравитационной силы, или, другими словами, симулирует наличие некой дополнительной фиктивной массы. Формально полученный результат эквивалентен наличию настоящей темной материи. Однако MOND хорошо описывает наблюдательные данные только на масштабах галактики (рис. 2), а на более крупных масштабах, таких как скопления галактик, начинаются разногласия. Альтернативой MOND (по виду гравитационных взаимодействий, но не по сути) служит теория f(R)-гравитации, относящаяся к теориям расширений гравитации. Суть всех расширений гравитации — в обобщении классического лагранжиана действия Эйнштейна — Гильберта, что позволяет рассматривать дополнительные степени свободы кривизны пространства-времени. Другими словами, к веществу как источнику гравитационного поля можно добавлять другие поля кривизны. Такого рода теории стали активно изучаться, в том числе в связи с работами по объяснению космологической инфляции f(R)-теорией Алексея Старобинского, но они по-прежнему сталкиваются с рядом серьезных проблем при сравнении с наблюдательными данными.
Рис. 2. Несоответствие между массами спиральной галактики, вычисленными двумя способами: динамически и по совокупности светящегося вещества. Различие растет с уменьшением гравитационного поля, согласно с аргументами теории MOND. По оси ординат отложено отношение динамической массы к массе, вычисленной по совокупности светящегося вещества. По оси абсцисс отмечено ускорение, согласующееся с плотностью барионного вещества. Стрелкой влево отмечена область низкой плотности. Стрелкой вправо отмечена область высокой плотности (необходимости в гипотезе темной материи там нет)
Цвикки рассматривал и вопросы, куда деваются остатки после катаклизмов взаимодействия галактик, какой вклад они могут давать в оценку вириального движения, и занялся наблюдениями лично на маленьком телескопе (диаметром 46 см и полем 1,225 10 −3 кв. рад) с оптической системой Шмидта. Сегодня мы знаем, что межгалактический свет, существование которого предполагал Цвикки, действительно наблюдается и концентрируется преимущественно вокруг галактик-гигантов (рис. 3). Однако вклад в общую массу от него незначителен — другими словами, этого ингредиента явно недостаточно для объяснения полной массы Вселенной.
Рис. 3. Глубокий снимок в оптическом диапазоне (в искусственных цветах) скопления галактик в созвездии Печь на северном небе, полученный телескопом VST и камерой широкого обзора OmegaCam. Здесь впервые видно огромную протяженность гало, принадлежащего доминирующей в этом скоплении галактике NGC 1399 (галактика представлена центральной круговой областью)
Последнее из блестящих интуитивных предсказаний, сделанных Цвикки в работе 1937 г., — об использовании эффекта гравитационного линзирования для измерения масс.
Рис. 4. Схема гравитационной фокусировки
Рис. 5. Отношение массы к светимости как функция масштаба. Различные обозначения на диаграмме соответствуют галактикам и их скоплениям разных типов
Разворот
Вторая мировая война дала импульс развитию радаров, и после ее окончания их переориентировали для мирного изучения неба, в чем одними из первых были голландцы. Еще в 1944 г. Оорт поручил студенту Гендрику ван де Хюлсту оценить целесообразность наблюдений в космосе переходов в сверхтонкой структуре основного уровня нейтрального водорода, что было к тому времени изучено теоретически Гендриком Казимиром. При переходах между подуровнями, связанными со спином электрона и протона, возникает запрещенная в электродипольном приближении радиолиния с длиной волны 21 см. Ван де Хюлст оценил все неопределенности, сопровождающие исследуемый эффект: во-первых, неизвестный состав межзвездного пространства, в котором линия могла быть обнаружена в спектре и излучения, и поглощения, а во-вторых, вероятность того, что весь водород присутствовал в форме нейтральных молекул * . Он сделал вывод, что запрещенная линия незначительно, но присутствует, и этого оказалось достаточно для объяснения парадокса Оорта. Хотя лавры открытия линии 21 см принадлежат Гарвардскому университету (с разницей всего несколько недель), голландцы начали строить антенны все более мощные, конкурирующие с разработками англосаксонского мира.
Вскоре стало ясно, что спиральные галактики окружены гало из нейтрального водорода, и, привлекая механизм Доплера к монохроматическому излучению линии 21 см, удалось построить кривые вращения вне пределов, доступных оптическим инструментам. Так был получен новый метод измерения общей массы галактики, вместо экстраполяции в предположении не изменяющегося с радиусом отношения массы к светимости.
Рис. 6. Круговая скорость в модели тонкого диска (сплошная линия) и в модели сферы с поверхностной плотностью, имитирующей экспоненциальное распределение яркости, которое характерно для спиральных галактик при постоянном отношении массы к светимости (штриховая линия), как функция расстояния от центра (в единицах экспоненциальной шкалы). Эта зависимость сравнивается с законом Кеплера, при котором центральная масса сосредоточена в точке (монотонная штриховая кривая)
Понять, что мы хотим обнаружить, поможет рис. 6. Две кривые кругового вращения (необходимого для динамического равновесия галактики при отсутствии хаотичного движения) были рассчитаны для приближения сверхтонкого диска и для сферы в допущении, что поверхностная плотность вещества следует экспоненциальному поведению излучения. Другими словами, две простейшие модели воспроизводят две пограничные конфигурации, при которых отношение массы к светимости постоянно. В обоих случаях примерно на двух единицах экспоненциального масштаба вращение стабилизируется, и круговая скорость начинает спадать по закону Кеплера. Как и для планет Солнечной системы, причина заключается в том, что масса больше не растет с ростом радиуса.
Рис. 7. Кривая вращения, плоская в наблюдении линии 21 см вдоль большей оси спиральной галактики NGC 3198. Для соответствия наблюдательным данным диск, состоящий из одной барионной материи с постоянным отношением массы к светимости, должен сопровождаться гало темной материи. По оси ординат отложена круговая скорость, по оси абсцисс — расстояние от центра галактики. Кривая, спадающая для больших расстояний, — кривая вращения диска в предположении постоянного отношения массы к светимости
Серия работ Зельдовича важна еще и тем, что в ней с помощью темной материи впервые было дано объяснение одного из важнейших парадоксов космологии, связанного с несоответствием космологической модели и наблюдательных данных. Рассмотрим его подробно.
Темная материя (в данном случае массивные нейтрино) решила этот парадокс, потому что начала сжиматься раньше обычной (барионной) материи. Следовательно, рост возмущений плотности, не меняя величину анизотропии, тоже начался гораздо раньше, чем при z = 1000. Таким образом, на масштабах скоплений галактик сначала произошел рост возмущений плотности темной материи, а потом эти области стали гравитационно притягивать обычное вещество, послужив тем самым зародышами крупномасштабной структуры. К моменту, когда красное смещение стало равным z = 10, что соответствует возрасту Вселенной около 0,5 млрд лет, возмущения плотности обычного вещества стали достаточно большими для процесса образования скоплений галактик, галактик и других более мелких структур.
Таким стал выход на космологическую арену темной материи. Она была призвана объяснить много загадок, в том числе процессы формирования крупномасштабной структуры, которые невозможно объяснить наличием только обычного вещества, а также зарождение первичных возмущений плотности.
Со своей стороны, космология дала существенный вклад в понимание феномена темной материи, намекая, что не все то золото, что блестит. Речь идет вот о чем. Стандартная космологическая модель содержит ряд глобальных параметров, значения которых получены с очень большой точностью благодаря космическим радиотелескопам WMAP и Planck. Одна из этих характеристик, полная плотность (сумма плотностей материи и энергии), равна критической плотности Вселенной, т. е. такой, что ее метрика евклидова (плоская). Часть вещества, состоящего из барионов и темной материи (которая, в свою очередь, может быть как барионной, так и небарионной), составляет, согласно данным WMAP и Planck, около 28% от общей плотности. Уже в 70-х годах прошлого века была создана модель синтеза легких элементов (D, 3 He, 4 He и Li) в рамках теории горячего Большого взрыва, и количество этих элементов оказалось порядка 3–4% от полной плотности Вселенной (по последним данным, на межгалактический газ приходится 3,6%, а на звезды — 0,4% барионного вещества). Отсюда следует, что остаток плотности вещества, около четверти, должен быть небарионным и темным. Из этих рассуждений вытекают две проблемы.
Поиск частиц темной материи — одна из самых престижных целей после открытия бозона Хиггса (ведь сегодня существуют многочисленные свидетельства того, что значительная часть вещества Вселенной находится в форме за пределами Стандартной модели физики элементарных частиц). Единственный детектор, давший пока положительный сигнал, — DAMA/LIBRA лаборатории Гран-Сассо (Италия). Долгое время этот эксперимент показывал наличие сигнала, который мог быть интерпретирован как упругое рассеяние частиц темной материи, но сечения этого процесса исключались другими экспериментами. В поиске таинственных частиц участвует и ускоритель частиц в ЦЕРНе — Большой адронный коллайдер (БАК). Последние эксперименты на нем дают надежные верхние ограничения на прямое детектирование частиц темной материи.
Рис. 8. Изображение скопления Пули (в искусственных цветах), которое показывает скопление газа высокой температуры в межгалактическом пространстве (красный цвет). Синим показано распределение темной материи, которое полностью накрывает область двух скоплений, разделенных после столкновения
Подводя итоги
Рис. 9. Темная материя в художественной интерпретации Сажиной. Звезды, галактики и дуги гравитационно-линзовых изображений связаны с загадочными невидимыми скоплениями темной материи, охватывающими всю Вселенную
Закончим этот небольшой обзор некоторыми вопросами и ответами. Существует ли темная материя? Скорее всего, да, существует, но не будем забывать о планете Вулкан! Насколько важен вклад темной материи в полную плотность Вселенной? Да, вклад важен, но не настолько, как это считалось два десятилетия назад, когда еще не знали о темной энергии. Из чего сделана темная материя? Пока это неизвестно. Как она распределена? Может располагаться в любом месте пространства, но предпочитает быть рядом с барионной материей (рис. 9). Может ли темная материя взаимодействовать сама с собой или быть подверженной другим типам неизвестных взаимодействий? Вполне. Итак, темная материя и не холодная, и не теплая? Кто знает! Что же надо делать? Продолжать охоту с более мощным оружием, таким как гигантские телескопы будущего: LSST (Large Synoptic Survey Telescope) и EELT ESO (European Extremely Large Telescope), а также новый оптический телескоп НАСА JWST (James Webb Space Telescope), новая космическая миссия Euclid ESP (Euclid Space Telescope), сеть наземных радиотелескопов SKA (Square Kilometer Array) с зоной сбора данных в 1 км 2 , новое численное моделирование космологических процессов, более совершенное, чем современный ILUSTRIS, а также большие наземные ускорители, способные искать темные частицы (эксперименты LUX (Large Underground Xenon) и БАК). А еще нужны усилия лучших астрономов, космологов и физиков всего мира. Игра трудна, но она стоит свеч.
Литература
1. Zwicky F. On the masses of nebulae and of clusters of nebulae // Astrophys. J. 1936. V. 86. P. 217–246.
2. Einstein A. Lens-like action of a star by the deviation of light in the gravitational field // Science. 1936. V. 84. P. 506–507.
3. Зельдович Я. Б., Сюняев Р. А. Астрономические следствия массы покоя нейтрино. I: Вселенная // Письма в Астрономический журнал. 1980. Т. 6. № 8. С. 451–456.
4. Дорошкевич А. Г., Зельдович Я. Б., Сюняев Р. А. и др. Астрономические следствия массы покоя нейтрино. II: Спектр возмущений плотности и флуктуации микроволнового фона // Письма в Астрономический журнал. 1980. Т. 6. № 8. С. 457–464.
5. Дорошкевич А. Г., Зельдович Я. Б., Сюняев Р. А. и др. Астрономические следствия массы покоя нейтрино. III: Нелинейная стадия развития возмущений и скрытая масса // Письма в Астрономический журнал. 1980. Т. 6. № 8. С. 465–469.
6. Clowe D., Bradac M., Gonzales A. H. et al. A direct empirical proof of the existence of dark matter // Astrophys. J. 2006. V. 648. P. L109–113.
7. Harvey D., Massey R., Kitching T. et al. The nongravitational interactions of dark matter in colliding galaxy clusters // Science. 2015. V. 347. P. 1462–1465.
* Отметим, что возможность наблюдения линии водорода 21 см (в другом научном контексте) впервые исследовал Иосиф Шкловский.
Все, что мы видим вокруг себя (звезды и галактики) это не более 4-5% от всей массы во Вселенной!
Состав Вселенной
Согласно космологическим теориям современности, наша Вселенная состоит всего из 5% обычной, так называемой барионной материи, которая образует все наблюдаемые объекты; 25% темной материи, регистрируемой благодаря гравитации; и темной энергии, составляющей целых 70% от общего объема.
Термины темная энергия и темная материя не вполне удачны и представляют собой дословный, но не смысловой перевод с английского.
Материалы по теме
В физическом же смысле данные термины подразумевают, только то, что эти вещества не взаимодействуют с фотонами, и их с таким же успехом можно было бы назвать невидимой или прозрачной материей и энергией.
Многие современные ученные убеждены, что исследования направленные на изучение темной энергии и материи, вероятно, помогут получить ответ на глобальный вопрос: что же ожидает нашу Вселенную в будущем?
Сгустки размером с галактику
Темная материя представляет собой субстанцию, состоящую, скорее всего, из новых, еще неизвестных в земных условиях частиц и обладающую свойствами присущими самому обыкновенному веществу. Например, она способна также как обычные вещества собираться в сгустки и участвовать в гравитационных взаимодействиях. Вот только размеры этих так называемых сгустков могут превышать целую галактику или даже скопление галактик.
Подходы и методы исследования частиц темной материи
Из чего состоит Вселенная
На данный момент ученые всего мира всячески пытаются обнаружить или получить искусственно в земных условиях частицы темной материи, посредством специально разработанного сверхтехнологичного оборудования и множества различных научно-исследовательских методов, но пока все труды не увенчиваются успехом.
Материалы по теме
Один из методов связан с проведением экспериментов на ускорителях высокой энергии, широко известных как коллайдеры. Ученые, считая, что частицы темной материи тяжелее протона в 100-1000 раз, предполагают, что они должны будут зарождаться при столкновении обычных частиц, разогнанных до высоких энергий посредством коллайдера. Суть другого метода заключается в регистрации частиц темной материи, находящихся повсюду вокруг нас. Основная сложность регистрации данных частиц состоит в том, что они проявляют очень слабое взаимодействие с обычными частицами, которые по своей сути для них являются как бы прозрачными. И все же частицы темной материи очень редко, но сталкиваются с ядрами атомов, и имеется определенная надежда рано или поздно все же зарегистрировать данное явление.
Существуют и другие подходы и методы исследования частиц темной материи, а какой из них первым приведет к успеху, покажет лишь время, но в любом случае открытие этих новых частиц станет важнейшим научным достижением.
Субстанция, обладающая антигравитацией
Распределение энергии во Вселенной
Темная энергия представляет собой еще более необычную субстанцию, чем та же темная материя. Она не обладает способностью собираться в сгустки, в результате чего равномерно распределена абсолютно по всей Вселенной. Но самым необычным ее свойством на данный момент является антигравитация.
Природа темной материи и черных дыр
Масса галактик в скоплении Абель 2744 составляет менее 5 процентов от всей его массы. Этот газ настолько горячий, что светит только в рентгеновском диапазоне (красный цвет на этом изображении). Распределение невидимой темной материи (составляющей около 75 процентов от массы этого кластера) окрашено в синий цвет.
Физик Антон Баушев о массе Вселенной, скоплении галактик в Волосах Вероники и модификации закона гравитации
Над материалом работали
кандидат физико-математических наук, старший научный сотрудник Лаборатории теоретической физики Объединенного института ядерных исследований
N + 1: Насколько ученые уверены сегодня, что темная материя действительно существует?
Они с высокой точностью измеряли возмущение температуры космического микроволнового фона, то есть реликтового излучения. Эти возмущения сохранились с эпохи рекомбинации, когда ионизованный водород превратился в нейтральные атомы.
Эти измерения показали присутствие флуктуаций, очень небольших, примерно в одну десятитысячную кельвина. Но когда они стали сравнивать эти данные с теоретическими моделями, то обнаружили важные отличия, которые нельзя объяснить никак иначе, кроме как присутствием темной материи. Благодаря этому они с точностью до процентов смогли посчитать доли темной и обычной материи во Вселенной.
Ученые предпринимали множество попыток избавиться от невидимой и неощущаемой темной материи, создавались теории модифицированной гравитации, например MOND, которые пытаются объяснить наблюдаемые эффекты. Почему модели с темной материей предпочтительнее?
Ситуация очень простая: современная эйнштейновская теория гравитации хорошо выполняется на земных масштабах, спутники летают в строгом соответствии с этой теорией. И она очень хорошо выполняется на космологических масштабах. А все современные модели, которые изменяют гравитацию, не могут объяснить все. Они вносят новые постоянные в закон Ньютона, что позволяет объяснить эффекты присутствия темной материи на уровне галактик, но промахиваются на космологическом масштабе.
А может ли тут помочь открытие гравитационных волн? Может быть, оно поможет отбросить какие-то из теорий?
То, что сейчас измерили гравитационные волны — это громадный технический, а не научный успех. То, что они существуют, было известно 40 лет назад, когда было обнаружено (косвенно) гравитационное излучение от двойного пульсара. Наблюдения гравитационных волн еще раз подтвердили существование черных дыр, хотя мы в этом и раньше не сомневались, но теперь у нас тут есть более или менее прямое свидетельство.
Форма эффекта, изменения гравитационных волн в зависимости от мощности, могут нам дать очень полезную информацию, но нужно ждать еще лет пять-десять, пока у нас накопится достаточно данных для уточнения теорий гравитации.
Как ученые узнали о темной материи
История темной материи началась в 1933 году, когда астроном Фриц Цвикки исследовал распределение скоростей галактик в скоплении, расположенном в созвездии Волосы Вероники. Он обнаружил, что галактики в скоплении двигаются слишком быстро, и если принимать во внимание только видимое вещество, скопление не могло бы быть стабильным — галактики просто разбросало бы в разные стороны.
В статье, опубликованной 16 февраля 1933 года, Цвикки предположил, что их удерживает вместе невидимое тяготеющее вещество — Dunkle Materie.
В 1958 году советский астрофизик Виктор Амбарцумян предложил свое решение парадокса Цвикки. По его мнению, скопления галактик не содержат никакой невидимой материи, которая бы удерживала их гравитационно. Мы просто наблюдаем скопления в процессе распада. Однако большинство астрономов не приняло это объяснение, поскольку в этом случае срок жизни скоплений составлял бы не более одного миллиарда лет, а учитывая, что срок существования Вселенной в десять раз больше, к сегодняшнему дню скоплений просто бы не осталось.
Общепринятые представления о темной материи гласят, что она состоит из вимпов (WIMP), массивных частиц, почти не взаимодействующих с частицами обычной материи. Что можно сказать об их свойствах?
У них достаточно большая масса — и это почти все, даже точную массу мы назвать не можем. Они без столкновений пробегают большие расстояния, но возмущения плотности в них не затухают даже на сравнительно малых масштабах — и это единственное, что нам нужно сегодня для моделей.
Само существование небольших галактик говорит о том, что даже в относительно небольших масштабах существовали неоднородности, возникшие вскоре после Большого взрыва. Такие неоднородности могут затухать, разглаживаться, но мы знаем точно, что они не затухли в масштабах маленьких галактик. Это говорит о том, что эти частицы темной материи должны обладать такими свойствами, чтобы эти возмущения сохранились.
Правильно ли говорить, что звезды могли возникать только благодаря темной материи?
Не совсем. Без темной материи не могли возникнуть галактики, а звезды не могут формироваться вне галактик. В отличие от темной материи, барионы всегда горячие, они взаимодействуют с реликтовым излучением. Поэтому самостоятельно они не могут собираться в звезды, гравитация барионов звездной массы не может преодолеть их давление.
Читайте также: