Как найти темную материю

Наша вселенная состоит из обычной (барионной) материи всего лишь на 15%. Остальные 85% составляет таинственная темная материя, природа которой пока остается неизвестной.

В 1933 году американский астроном швейцарского происхождения Фриц Цвикки, наблюдая за шестью сотнями галактик в скоплении Кома, расположенном в 300 млн световых лет от Млечного Пути в направлении созвездия Волосы Вероники (Coma Berenices), обнаружил, что масса этого скопления, определенная исходя из скорости движения галактик (так называемая динамическая масса), в 50 раз больше массы, вычисленной с помощью оценки светимости звезд. С такой же нехваткой массы в галактическом кластере Вирго тремя годами позже столкнулся американец Синклер Смит. Столь серьезное расхождение было невозможно объяснить погрешностью расчетов, поэтому ученые пришли к заключению, что Млечный Путь и некоторые спиральные галактики содержат несветящееся вещество, масса которого значительно превышает массу звезд. Это «невидимое» вещество Цвикки в 1933 году назвал темной материей. Голландский астроном Ян Оорт предложил этот термин годом раньше, но использовал его для изложения ошибочной гипотезы. Поэтому отцом темной материи считается все же Цвикки.

Альтернативы

Очень долго темная материя мало кого интересовала. Астрономы полагали, что проблема скрытой массы разрешится после того, как удастся собрать более полную информацию о космическом газе и очень тусклых звездах. Ситуация начала меняться лишь после того, как в 1970 году американские астрономы Вера Рубин и Кент Форд опубликовали результаты измерений скоростей звезд и газовых облаков крупной спиральной галактики М31 — туманности Андромеды. Против всех ожиданий оказалось, что вдали от ее центра эти скорости примерно постоянны. Через несколько лет они получили аналогичные данные для десятков спиральных галактик, а вскоре их подтвердили и другие исследователи.

Дело в том, что скорость планеты, обращающейся вокруг одиночной звезды, обратно пропорциональна квадратному корню из радиуса ее орбиты — следовательно, с расстоянием она монотонно убывает. Это связано с тем, что сила тяготения звезды убывает обратно пропорционально квадрату расстояния, а других источников тяготения в этой системе нет. Основная масса галактики, напротив, приходится на звезды и газовые скопления, находящиеся на приличных дистанциях от ее ядра. Поэтому скорости внутригалактических объектов по мере удаления от ядра должны возрастать, достигнуть максимума, а затем убывать до очень малых значений. Вот этого как раз обнаружить и не удалось: после прохождения максимума скорости уменьшались, однако к нулю не стремились.

Позже обнаружились и другие аномалии. Так, в тусклых эллиптических галактиках скорости звезд на периферии вообще не желали падать и выходили на предельные значения, постепенно повышаясь. К началу 1980-х годов астрономы заподозрили, что для объяснения динамики галактик и галактических скоплений необходимо учитывать какие-то ранее неизвестные факторы. Правда, многие еще долго винили в расхождениях с теорией гравитационное воздействие невидимых скоплений холодного газа и остывших белых карликов, однако эти данные в итоге не подтвердились. Поэтому вот уже более тридцати лет в борьбе за интерпретацию аномалий конкурируют два принципиально разных подхода. Первый из них основан на переписывании второго закона Ньютона, второй — на поиске новых источников гравитационных полей в галактических масштабах.

Прав ли Ньютон?

Объяснить стабилизацию звездных скоростей на внешних границах спиральных галактик в принципе не особенно трудно. Достаточно предположить, что ньютоновский закон всемирного тяготения не работает на гигантских расстояниях, сравнимых с удаленностью периферийной звезды от галактического центра. Допустим, что сила притяжения таких звезд к центральной области галактики уменьшается обратно пропорционально расстоянию, то есть куда медленней, чем предписано Ньютоном. В этом случае звездные скорости на периферии будут постоянными и ненулевыми. Однако эта простая гипотеза приводит к выводам, которые наблюдениями не подтверждаются.

В начале 1980-х израильский физик Мордехай Милгром показал, что наблюдаемые аномалии можно объяснить, если откорректировать основной закон механики Ньютона, в соответствии с которым ускорение пропорционально действующей на тело силе. Милгром предположил, что очень малые ускорения пропорциональны не силе, а ее квадратному корню. Эта концепция известна как модифицированная ньютоновская динамика (Modified Newtonian Dynamics, MOND). На ее основе разработаны протоколы вычислений, позволившие объяснить не только поведение звездных скоростей, но и еще многие особенности динамики галактик. Позднее теорию Милгрома обобщили и расширили ее возможности, что позволило объяснить эффект гравитационного линзирования, который для первой версии MOND оставался неразрешимой задачей.

Парадигма MOND оказалась на редкость жизнеспособной. Вплоть до настоящего времени она имеет убежденных, хотя и не слишком многочисленных сторонников, которые продолжают ее совершенствовать. Однако большинство специалистов все-таки считают, что галактические аномалии можно объяснить и без радикального покушения на основы ньютоновской динамики, которое требует и пересмотра общей теории относительности. Одновременно с MOND начала формироваться конкурирующая парадигма. Она основана на гипотезе, согласно которой в создании галактических гравитационных полей участвуют частицы, до сих пор ускользающие от наблюдения. Их-то теперь и называют темной материей.

Темные частицы

Гипотетические частицы этой загадочной материи пришли в астрономию из космологии. Лет сорок назад стало понятно, что наша Вселенная обладает плоской или почти плоской геометрией, и поэтому средняя плотность ее вещества должна не слишком отличаться от 10^-29 г/см3. Уже тогда было очевидно, что известного науке вещества для этого никак не хватает. Проблему можно было устранить, предположив, что масса многочисленных реликтовых нейтрино составляет порядка 20 электронвольт. Ученые, выступившие с этой идеей, полагали, что массивные нейтрино скапливаются на периферии галактических скоплений и создают поля тяготения, необходимые для стабилизации звездных скоростей. Так впервые было высказано предположение, что темная материя может иметь небарионную природу, то есть состоять не из протонов и нейтронов. Впрочем, эта гипотеза не подтвердилась, поскольку со временем стало ясно, что масса всех трех разновидностей нейтрино не превышает десятых долей электронвольта.

Однако в 1978 году Джеймс Ганн и его соавторы предположили, что от Большого взрыва могли остаться гораздо более массивные стабильные частицы небарионной природы, которые и составляют темную материю. Подобно нейтрино, они электрически нейтральны и, следовательно, не могут излучать и поглощать фотоны — в противном случае их бы легко обнаружили. Через шесть лет было показано, что скопления подобных частиц могут формировать гравитационные колодцы, которые способствуют образованию галактик и стабилизируют скорости периферийных звезд. Эти частицы из-за большой массы уже на стадии рождения первых галактик (а фактически гораздо раньше) обязаны двигаться много медленнее света. Поэтому их называют холодными — в отличие от «горячих» нейтрино, движущихся почти что со скоростью света. Так к середине 1980-х годов возникла концепция холодной темной материи, которая доминирует до сих пор.

С тех пор прошло тридцать лет — срок немалый. За это время теоретики придумали множество версий частиц темной материи (и не только холодной), а экспериментаторы сконструировали и опробовали различные детекторы, предназначенные для их регистрации. Однако воз и ныне там. Поиск бозона Хиггса занял в общей сложности 23 года (1989−2012), и проводился он на трех коллайдерах: LEP, Тэватроне и БАК. Темную материю с 1990 года ищут на десятке установок, но пока безуспешно.

Холодные кандидаты

Бозон Хиггса стал последней новооткрытой частицей, чье существование было предсказано на основе господствующей теории микромира — стандартной модели элементарных частиц. Частицы темной материи, если и существуют, этой теорией не описываются. В холодном варианте они должны быть нерелятивистскими, очень слабо взаимодействовать друг с другом и с обычной материей и никак (в крайнем случае почти) не взаимодействовать с фотонами. В то же время они должны создавать поля тяготения, как и частицы стандартной модели. Поэтому их называют слабовзаимодействующими массивными частицами, или вимпами (Weekly Interacting Massive Particles, WIMP).