Космология и астрофизика сегодня: темная энергия и темная материя

КОСМОЛОГИЯ И АСТРОФИЗИКА

СЕГОДНЯ: ТЕМНАЯ ЭНЕРГИЯ И ТЕМНАЯ МАТЕРИЯ

Распределение темной материи

Источник: www.iUustris

Юрий Выблый,

ведущий научный сотрудник Центра теоретической физики Института физики им. Б.И. Степанова НАН Беларуси,

кандидат физико-математических наук

Иван Сивцов,

научный сотрудник Центра теоретической физики Института физики им. Б.И. Степанова НАН Беларуси, кандидат физико-математических наук, PhD Университета Рима «Ла Сапиенца»

Резюме. В статье дан краткий обзор современного состояния космологии и астрофизики. Рассмотрены основные этапы эволюции космологических и астрофизических представлений, обсуждается природа темной энергии и темной материи - новой физической реальности, возникшей в последние десятилетия. Ключевые слова: гравитация, космологическое расширение, красное смещение, закон Хаббла, темная энергия, барионная материя, темная материя.

Гравитационное взаимодействие

Гравитация, или тяготение, является одним из фундаментальных взаимодействий в природе, обусловливающих существование универсальных сил притяжения между любыми физическими объектами. Классическая теория тяготения, созданная Исааком Ньютоном в XVII в., базировалась на законе, определяющем силу взаимодействия между двумя массами, и нашла полное подтверждение в небесной механике. В конце XIX в. после открытия Фарадеем и Максвеллом теории электромагнетизма возникли понятия физического поля и сил близкодействия, в то время как ньютоновские гравитационные силы - дальнодействующие. В 1905 г. Эйнштейн создал специальную теорию относительности, в которой была построена новая релятивистская механика. Было показано, что электродинамика Фара-дея - Максвелла удовлетворяет постулатам данной теории, а законы механики и электромагнетизма формулируются в едином четырехмерном пространстве-времени Минковского. Однако Ньютоновская теория тяготения не вписывалась в эту картину.

Для того чтобы согласовать теорию гравитации со специальной теорией относительности, Эйнштейн разработал общую теорию относительности (ОТО). В ней движение материи в гравитационном поле описывается как свободное движение в искривленном римановом четырехмерном пространстве, обобщающем пространство Минковского. Основной физической величиной

в ОТО является метрика пространства-времени, или симметричный метрический тензор g¡k - совокупность десяти функций, зависящих от пространственных координат и времени и определяющих интервал ^ - бесконечно-малое расстояние между двумя точками в пространстве-времени, разделенными приращениями координат йх', через соотношение = g¡kdxídxk, где по повторяющимся индексам производится суммирование. В отсутствие гравитационного поля gík сводится к метрике пространства Минковского, и таким образом мы приходим к специальной теории относительности. Вид метрики определяется распределением материи в пространстве и ее эволюцией во времени.

Важное отличие ОТО от ньютоновской теории состоит в том, что источником гравитационного поля является не только масса покоя вещества, но также энергия и импульс любого вида материи, например электромагнитного поля. Соответствующая физическая величина называется тензором энергии-импульса Гильберта. Уравнения, служащие для определения метрики, были сформулированы в 1915 г. знаменитыми немецкими учеными - математиком Давидом Гильбертом и физиком Альбертом Эйнштейном - практически одновременно. Общая теория относительности предсказала существование большого числа

новых гравитационных эффектов и явлений, некоторые из них, в соответствии с новейшими экспериментальны ми возможностями, были обнаружены в гравитационных полях Земли и Солнца [1]. Она также стала фундаментом для современных космологии и астрофизики.

Эволюция Вселенной и темная энергия

Космологические модели, описывающие Вселенную в целом, начали рассматриваться сразу после создания ОТО. В их основе лежит базирующееся на астрономических наблюдениях предположение об однородности и изотропности Вселенной на больших

масштабах. В 1922 г. русский ученый Александр Фридман предложил модель нестационарной Вселенной, в которой расстояния между космическими объектами менялись с течением времени. Эта модель приводила к эффекту космологического смещения частот в спектрах галактик и получила подтверждение после открытия Эдвином Хабблом в 1929 г. пропорциональности величины красного смещения в спектрах галактик расстоянию до них (закон Хаббла).

Интервал для однородной, изотропной и пространственно-плоской Вселенной в декартовых координатах (х, у, г) имеет вид й$2 = йЬ2 - а2 (йх2 + йу2 + йг2), где масштабный фактор а, определяемый из уравнений Эйнштейна и уравнения состояния вещества на том или ином этапе космологической эволюции, зависит только от времени, а соответствующая метрика называется метрикой Фридмана - Леметра - Робертсона -Уокера. Знание данной корреляции (как функции времени) позволяет вычислить величину красного смещения источника излучения и другие его характеристики с учетом его удаленности, которая может быть измерена астрономическими методами автономно. Следовательно, установление экспериментальной зависимости красного смещения от расстояния позволяет проверять космологические модели [2].

Рис. 1. Структура распределения галактик в больших масштабах по данным обзора неба в инфракрасном излучении на длине волны 2 мкм Two Micron All-Sky Survey. Показано более 1,6 млн галактик. Яркость точек соответствует яркости галактик, цвета от синего к красному - удаленности галактик от нас. Темные полосы по краям изображения и проходящие через его центр -области неба, где излучение Млечного пути не позволяет вести наблюдения. Источник: 2MASS/ T. H. Jarrett, J. Carpenter & R. Hurt

Другим важным подтверждением нестационарной космологической модели является существование реликтового микроволнового излучения, в высокой степени изотропного, то есть имеющего одинаковую энергию (или температуру) по всем направлениям в пространстве. Оно образовалось на ранней стадии эволюции Вселенной, когда электромагнитное излучение смогло отделиться от вещества. В 1948 г. реликтовое излучение было предсказано Георгием Гамовым, Ральфом Альфером и Робертом Германом, а в 1965 г. открыто Ар-но Пензиасом и Робертом Вильсоном.

В 1992 г. на основании анализа данных проекта «РЕЛИКТ-1» российские ученые объявили об установлении ани-

ТЕМА НОМЕРА

зотропии реликтового излучения. Чуть позже флуктуации температуры обнаружили американские астрофизики, рассматривая итоги спутникового эксперимента СОВЕ. Результаты таких исследований, а также изучение возможной поляризации реликтового излучения весьма важны для построения теоретических моделей ранних стадий космологической эволюции [3] (рис. 1).

Измерения красного смещения, реликтового фона, а также ряд других экспериментов хорошо обосновывали космологический сценарий ОТО. Однако в 1998 г. при наблюдениях выяснилось, что в удаленных галактиках, расстояние до которых было определено по закону Хаббла, сверхновые звезды типа 1а имеют меньшую, чем предсказывалось, яркость, и в дальнейшем эти результаты неоднократно подтверждались [4, 5]. Отсюда следует вывод: в настоящее время Вселенная расширяется не замедленно, как этого требуют уравнения ОТО при наличии обычной материи, а ускоренно. За это открытие Сол Перлмуттер, Брайан Шмидт и Адам Рисс получили Нобелевскую премию по физике 2011 г.

Для ОТО обнаружение ускоренного расширения привело, без преувеличения, к весьма драматическим последствиям: необходимости дополнения или даже пересмотра теории Эйнштейна. Чтобы объяснить это явление, было введено в рассмотрение понятие темной энергии - однородной и изотропной субстанции, обладающей только гравитационным взаимодействием и имеющей отрицательное давление, если моделировать ее идеальной жидкостью. Можно выделить три подхода к объяснению природы темной энергии. Первый состоит во введении в уравнения Эйнштейна Л-члена (где Л - постоянная величина, называемая космологической константой), который рассматривал еще сам великий физик и от которого он отказался после появления работы Фридмана. Это стандартная ЛСБМ-модель (с Л-членом и холодной темной материей) [6]. Второй подход - моделирование темной энергии динамическим скалярным полем с некоторым, пока не определенным, потенциалом. И третий, наиболее радикальный,- модификация уравне-

Доминирование темной энергии

Излучение 1емиые века реликтового фока 300 ООО лет /

Формирование галактик, планет и т.д

Инфляция

Квантовые флуктуации

№№р.МЛ. ь'Г -  1- / /

I- '.^Г,. Т I 1 т Ы .

ЁпаЙ

-

*: ч Л » *

-*

Н^Жж"' -1- /

Первые звезды ок. 400 миллионов лет

\ / /

С начала расширения

14 миллиардов лот

Рис. 2. Схема этапов космологической эволюции. Источник: http://antwrp.дзк.nasa.gov

Рис. 3. Изображения шести разных галактических скоплений, сделанные при помощи космического телескопа «Хаббл». Кластеры были обнаружены во время попыток исследовать поведение темной материи в галактических скоплениях при их столкновении

Источник: http://antwrp.gsfc.nasa.gov

ний Эйнштейна, которая позволяет объяснить ускоренное расширение Вселенной в современную эпоху и не противоречит наблюдаемым эффектам в слабых гравитационных полях.

Решающую роль в установлении модели темной энергии должны сыграть точные измерения темпа ускорения. Сегодня темная энергия вносит основной вклад в энергетический состав Вселенной. Согласно опубликованным в 2015 г. данным космической обсерватории «Планк», общая энергия наблюдаемой Вселенной состоит (с точностью до округлений) на 69,1% из темной энергии, на 25,9% - из темной материи и только на 4,9% - из обычной барионной материи.

Все имеющиеся экспериментальные материалы и космологические модели вместе с теорией элементарных частиц позволили создать полный космологический сценарий эволюции Вселенной - так называемую стандартную ЛСДМ-модель. Вселенная возникла 13,8 млрд лет назад из некоторого начального состояния, именуемого Большим взрывом, и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается. Ранняя Вселенная представляла собой высокооднородную и изотропную среду с весьма высокими плотностью энергии, температурой и давлением (горячая Вселенная). В результате расширения и охлаждения в ней происходили фазовые переходы, приводящие к образованию различных элементарных частиц, частиц

темной материи, барионов (протонов и нейтронов), атомов, а затем -сгущений барионной материи в виде звезд, планет и галактик. По мере космологического расширения и падения плотности остальных видов материи начинает доминировать темная энергия. Упрощенная схема этапов такой эволюции представлена на рис. 2.

Астрофизика: темная материя и нерешенные проблемы

Современная астрофизика пронизана идеями эволюционизма. С тех пор как благодаря физической космологии было окончательно осознано, что Вселенная развивается во времени, не оставаясь стационарной, стало ясно: все небесные объекты эволюционируют, и каждый момент жизни Вселенной уникален. Поразительно, но фактически лишь в 1950-х гг. появились первые указания на эволюцию числа радиоисточников во Вселенной со временем, а последняя серьезно рассматривавшаяся научным сообществом модель стационарной Вселенной (уже расширяющейся, но стационарной за счет постоянного рождения материи в ней) авторства Фреда Хойла, Германа Бонди и Томаса Голда была отвергнута только после наблюдений реликтового излучения в 1965 г.

Астрофизические данные сегодня не изолированы, а встраиваются в стандартную, или ЛСБМ-модель, подвергают ее сомнению, полемизируют с ней. Наиболее близка к космологии часть астрофизики, занимающаяся галактиками и их соединениями, включая крупномасштабную структуру Вселенной. Именно благодаря ей мы знаем о другой весьма значимой и загадочной компоненте - темной материи [7, 8].

Скопления галактик в начале 1930-х гг. натолкнули американского астронома Фрица Цвикки на мысль о существовании во Вселенной материи, не наблюдаемой в электромагнитных волнах. Постепенная аккумуляция экспериментальных данных по скоплениям и парам галактик к началу 1970-х выявила следующее: скорости движения в этих системах, если считать их связанными, указывают на отношения массы к светимости, многократно (в 10 и более раз) превышающие

известные для звездных популяций, например для звезд в окрестностях Солнца, где на солнечную светимость приходится примерно три солнечные массы. Аналогичная информация была получена также и для материи во внешних областях самих галактик. Согласно измерениям астрономов, последовательно проводимым (начиная с работ Веры Рубин с соавторами) с середины 1970-х, скорость кругового движения для различных галактик не испытывает в общем тенденции к падению по мере движения от центральных их областей к периферийным, как должно было бы быть при сосредоточенности массы в светящихся областях, а более-менее выходит на константу, формируя так называемые плоские ротационные кривые.

Эти данные в совокупности с выводом о неустойчивости дисков в спиральных галактиках без стабилизирующего их протяженного гало, открытой в 1973 г. Джерри Острайкером и Джеймсом Пиблзом, переломили мнение астрономов и астрофизиков, заставив их признать в середине 1970-х наличие темной материи. Ее природа, тем не менее, оставалась предметом дебатов. По распространенному убеждению, темная материя могла представлять собой облака ионизированного газа, которые не проявляются в оптическом диапазоне, но могут быть обнаружены в ультрафиолете или рентгене. Эти диапазоны электромагнитного спектра невозможно наблюдать с поверхности Земли из-за непрозрачности атмосферы для них, однако в это время спутниковые зондирования быстро указали на то, что, хотя ионизированный горячий газ присутствует в галактиках и их скоплениях, его количества недостаточно для объяснения их полной массы.

К началу 1980-х теории формирования структуры Вселенной, развивавшиеся с конца 1960-х, находились в некотором кризисе, так как при условии наличия во Вселенной только барионной материи для образования галактик в нынешнем их виде потребовались бы изначальные флуктуации плотности при возникновении реликтового излучения на уровне тысячных - десятитысячных ее долей (как выяснили впервые Рашид Сюняев и Яков Зельдович в 1970 г. и потом подтвердили многие другие астрофизики), что входило в противоречие с наблюдениями, не показывавшими таких отклонений. Более того, было известно: структуры во Вселенной достаточно стары - яркие квазары и блазары к этому времени отмечались до красных смещений в несколько единиц, а это говорило об их раннем формировании и бросало вызов моделям позднего образования галактик.

Идея, развитая в конце 1970-х гг. российским исследователем Артуром Черниным, позволяла обойти эти проблемы: к моменту возникновения реликтового излучения флуктуации бесстолкновительной темной материи, не связанной с электромагнитным излучением, могут быть большими, чем флуктуации барионной, до этого момента «разглаживаемые» излучением. Параллельно небарионная темная материя позволяла разрешить вопрос начального нуклеосинтеза - то есть появления элементов после Большого взрыва, модели которого предсказывали неверное количество гелия во Вселенной, если вся ее плотность должна была определяться только барионной материей.

Сначала популярность получили модели с горячей темной материей, называемой так потому, что она отщепляется от обычного вещества, будучи релятивистской. Примером таких частиц могли бы быть нейтрино, если бы они имели небольшую массу, порядка 10 эВ. Теория формирования Вселенной в таких моделях имела характерную особенность - подавление мелкомасштабной структуры за счет ее «замывания» быстрыми частицами темной материи. Поэтому структурирование должно было бы идти «сверху вниз» (как при адиабатических возмущениях чисто барионного вещества): сначала образуются сверхскопления галактик с массами более 1016 солнечных, а затем на их фоне выделяются плеяды галактик, галактики и их дочерние «группировки» типа звездных скоплений.

С другой стороны, к началу 1980-х в физике элементарных частиц изучались также новые гипотетические частицы, способные составлять холодную темную материю - такую, что отщепляется от другого вещества Вселенной, будучи нерелятивистской, и поэтому не «замывает» малые структуры. В числе известных кандидатов на их место - вимпы (от англ. weakly interacting massive particles (сокращенно WIMP) - слабо взаимодействующие массивные частицы), оценки массы которых были получены впервые Бенджамином Ли и Стивеном Вейнбергом в 1977 г. Среди других можно упомянуть легкие аксионы и стерильные нейтрино, которые становятся холодными за счет того, что никогда не находятся в тепловом равновесии с обычной материей.

Холодная темная материя формировала другую картину образования структуры - «снизу вверх», где сначала возникали звездные скопления и наименьшие галактики, а затем они росли в размерах, заканчиваясь появлением сверхскоплений относительно недавно (рис. 3). При сравнении теоретических пред-

сказаний с наблюдениями к середине 1980-х было продемонстрировано, что так называемые филаменты, или нити из галактик (тонкая структура сверхскоплений), появляются только в моделях холодной темной материи. Это стало критической точкой сдвига парадигмы от горячей темной материи к холодной.

1990-е ознаменовались жаркими дискуссиями о том, сколько именно темной материи присутствует во Вселенной, и к концу десятилетия различные методы указывали: плотность темной материи составляет примерно 0,2-0,3 критической космологической плотности, а барионной - примерно 0,05, следовательно, большая часть гравитирующей массы имеет небари-онный характер.

В то же время накапливались вопросы в предпочитаемой на тот момент космологической модели открытой Вселенной с критической плотностью в несколько десятых. Во-первых, теория инфляции, которая успешно разрешала многие проблемы космологии, требовала, чтобы Вселенная была (практически) евклидовой, и для реализации этого условия темной материи не хватало. Во-вторых, если даже допустить, что темная материя имеет критическую плотность, модели формирования структуры из холодной материи предсказывали слишком быструю эволюцию. В результате рассматривалось большое количество разнообразных моделей: нестандартные начальные спектры флукту-аций, несколько видов темной материи с различными массами частиц, распадающаяся темная материя и другие экзотические сценарии. Противоречие было снято только в конце 1990-х, когда стало ясно, что помимо темной материи во Вселенной присутствует темная энергия - именно она своим расталкивающим действием замедляет и в конце концов останавливает эволюцию структуры на самых больших масштабах.

Проблема темной материи и формирования космических систем еще далека от полного решения [9]. Хотя начиная с 1990-х гг. работы по гравитационному линзированию непосредственно подтвердили существование и распределение темной материи в скоплениях галактик по ее гравитационному воздействию на свет от фоновых галактик поля, дав новые доказательства ее холодному и бесстолкновительному характеру. Детали появления и эволюции гало и погруженных в них галактик неясны. Так, непонятен целый ряд эмпирических законов, связывающих различные параметры галактик между собой, например закон Талли - Фишера, соотношение фундаментальной пло-

скости, законы постоянства ускорения, создаваемого темной материей на границе звездных систем. Модели холодной темной материи дают, как кажется, избыток мелкомасштабной структуры. К этой области относится проблема «нехватки спутников»: у известных нам близких галактик, включая и наш Млечный Путь, число галактик-спутников существенно ниже предсказаний обычного компьютерного моделирования процессов формирования темных гало. Несмотря на все усилия экспериментаторов, отдельные частицы темной материи пока еще не обнаружены.

Кроме темной материи имеется большое число достаточно хорошо наблюдательно изученных астрофизических объектов, таких как квазары, пульсары, нейтронные звезды, черные дыры, сверхновые, и объектов, природа процессов в которых не совсем ясна или полностью неизвестна. Это и ряд очень далеких источников, выделяющих огромную энергию, таких как гамма-всплески и активные ядра галактик, и процессы формирования планет, обнаруженных вне Солнечной системы только б 1990-х гг., и источники космических лучей сверхвысокой энергии [10]. Большим достижением в астрофизике последних лет явилось экспериментальное открытие в конце 2015 г. гравитационных волн и идентификация их источников - сливающихся черных дыр; с его популярным описанием можно ознакомиться, например, в статье [11]. Решение задач, стоящих сегодня перед астрофизикой и космологией, несомненно, даст еще немало поводов к удивлению и восхищению красотой природы и силой человеческого разума. EU

ЛИТЕРАТУРА

1. Уилл К. Теория и эксперимент в гравитационной физике.- М., 1983.

2. Вейберг С. Гравитация и космология. - М., 1975.

3. Смут Дж. Ф. Анизотропия реликтового излучения: открытие и научное значение // УФН. 2007. Т. 177, № 12. С. 1294-1317.

4. Riess A. G. et al. Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant // Astron. J. 1998. V. 11б. P. 1009-1038.

5. Perlmutter S. Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae // Astrophys. J. 1999. V. 517. P. 5б5-58б.

6. Горбунов Д. С., Рубаков В. А. Введение в теорию ранней Вселенной. Теория горячего Большого взрыва.- М., 2008.

7. Einasto J. Tumeda aine lugu.—Tartu, 200б. (ЭйнастоЯ. Э. Сказание о темной материи / пер. с эстон.: В. Пустынский. 14.02.2009 // http://www.astronet.ru/db/msg/1233291/text.html).

8. Longair M. Galaxy Formation.- Berlin, 2008.

9. Drees M., Gerbier G. (Particle Data Group). Dark matter // Chin. Phys. C. 201б. Vol. 40, article 100001 // http:// pdg.lbl.gov/201б/revíews/rpp201б-rev-dark-matter.pdf.

10. Bahcall J. N., Ostriker J. P., eds. Unsolved Problems in Astrophysics.- Princeton University Press, 1997.

11. Выблый Ю. П. Открытие гравитационных волн // Вестник Фонда фундаментальных исследований. 201 б. № 4. С. 41-54.

rJJSE^b http://innosfera.by/2018/08/cosmology