Почему многие ученые разделяют оптимистическую точку зрения о возможности существования инопланетян?

По большей части этот оптимизм основан на следующем факте: наше место во Вселенной ничем не примечательно. Конечно, для нас Солнце — это важная звезда, но во Вселенной оно далеко не на главных ролях. В одной только галактике Млечный Путь таких солнц — десятки миллиардов. Если же эта цифра вас не впечатляет, подумайте о том, что в пределах досягаемости наших телескопов больше сотни миллиардов других галактик. Отсюда следует вывод: в видимой Вселенной солнцеподобных звезд больше, чем на Земле — травинок. И считать, что наша травинка — единственная, где происходит что-то интересное, было бы, мягко говоря, слишком дерзко и самонадеянно. И каким бы это ни было ударом по нашему самолюбию, планета Земля, скорее всего, не является разумным центром Вселенной.

Как же землянам найти своих братьев по разуму? Увы, мы не можем посетить их вероятные планеты. Полет к далеким звездным системам, хотя и стал обычным делом в научно-фантастических книгах, в жизни осуществить довольно сложно. Впечатляющая скорость наших земных ракет — 48 000 км/с, уже не так впечатляет, если учесть, что этой ракете понадобится сотня тысяч лет, чтобы долететь всего лишь до Альфы Центавра, ближайшей к Солнцу звезды. Что уж говорить о путешествии в глубины Вселенной! Конечно, более скоростные ракеты летели бы быстрее, но и потребляли бы больше энергии — причем намного больше.

 

SETI и уравнение Дрейка

Что ж, мы выяснили, что в гости к инопланетянам слетать не можем. Но зато мы можем найти доказательства существования технически высокоразвитых инопланетных цивилизаций, занимаясь "перехватом" их радиосигналов.

В 1960 году годах астроном Фрэнк Дрейк пытался прислушиваться к космическим сообщениям, используя радиотелескоп диаметром 26 м в Западной Вирджинии, направленный на пару солнцеподобных звезд. Телескоп был настроен на частоту 1420 МГц (СВЧ-диапазон радиочастот). Если вы смотрели фантастические фильмы, то знаете, что радиотелескоп похож на спутниковую тарелку, только он намного больше (рис. 14.1).

Рис. 14.1. Радиотелескоп

Фото Сета Шостака

Хотя в ходе реализации своего проекта "Озма" Дрейк не услышал никаких сигналов от инопланетян, это вызвало большой интерес и энтузиазм в научном сообществе. Через год, в 1961 году была проведена первая крупная конференция по SETI, и Дрейк попытался связать все неизвестные параметры в одном уравнении, которое теперь называют уравнением Дрейка. (Для тех, кто интересуется математикой, я приведу эту простую формулу во врезке "Уравнение Дрейка".) Его логика проста. Идея заключается в том, чтобы оценить N, количество цивилизаций в нашей галактике, которые в настоящее время используют радиосвязь. Очевидно, что N зависит от количества подходящих звезд в галактике, умноженного на долю тех звезд, у которых есть планеты, умноженное на… Более подробно об этом можно прочитать во врезке.

Уравнение Дрейка обычно вызывает большой интерес, поэтому вы можете произвести впечатление на друзей и знакомых, щегольнув им на вечеринке. Но хотя ученые примерно знают или могут надежно оценить значения первых нескольких параметров этой формулы (таких как скорость образования звезд и доля звезд, действительно имеющих планеты), у нас нет никаких достоверных сведений о таких составляющих, как доля планет, на которых развивается разумная жизнь, или продолжительность жизни технологических цивилизаций. Поэтому уравнение Дрейка по-прежнему не дает никакого ответа на интересующий нас вопрос. Это просто отличный способ организовать дискуссию о SETI.

Уравнение Дрейка

Изящную компактную формулу Фрэнка Дрейка часто используют в качестве основы для дискуссий на тему SETI и вероятности того, что когда-нибудь произойдет контакт человеческих существ с разумными инопланетянами. Это уравнение достаточно простое, понять его способен даже школьник.

Попробуем вычислить N , количество цивилизаций в галактике Млечный Путь, способных посылать радиосигналы. Существует несколько вариантов уравнений Дрейка, но мы рассмотрим самый распространенный и знаменитый из них:

N = R * × f p × n e × f l × f j × f c × L

где R * — это скорость образования в галактике долгоживущих звезд, у которых могут быть обитаемые планеты. Поскольку в Млечном Пути примерно 400 миллиардов звезд, а его возраст — около 10 миллиардов лет, R * составляет приблизительно 40 звезд в год;

(Помните: примерно одна из 10 звезд по размерам и светимости достаточно похожа на Солнце, чтобы ее можно было считать подходящей на роль звезды (солнца), вокруг которой вращаются обитаемые планеты.)

f p — это доля подходящих звезд, у которых есть планеты. Никто не знает, чему равно это значение, но оно составляет по меньшей мере 3 %, а может быть, и больше;

n e — это количество планет в "солнечной системе" (имеется в виду не наша, а другие солнечные системы), на которых возможно возникновение жизни. Для нашей Солнечной системы это значение равно, по меньшей мере, единице (Земля), но кто знает, чему оно равно для других солнечных систем. Обычно это значение принимают равным 1;

f l — это доля пригодных для жизни планет, на которых уже развивается жизнь. Вполне разумно предположить, что это справедливо для большинства таких планет;

f j — это доля "жизненных" планет, на которых развивается разумная жизнь. Это очень спорный вопрос, потому что разум, вполне возможно, — редкая случайность в биологической эволюции;

f c — это доля разумных сообществ, которые технологически развиты и используют радиосвязь. Вероятно, это справедливо для большинства разумных цивилизаций;

L — это продолжительность жизни цивилизаций, использующих радиосвязь. Конечно, это вопрос скорее. социологии, а не астрономии, и понятно, что оценить этот параметр очень сложно.

Таким образом, значение N , вычисленное по формуле Дрейка, зависит от выбора значений перечисленных параметров. Пессимисты считают, что N равно всего единице, т. е. мы одиноки в галактике Млечный Путь. А вот знаменитый астроном Карл Саган считал, что N приблизительно равно миллиону. А что же говорит по этому поводу сам Фрэнк Дрейк? Его вывод: "Около десяти тысяч". Ну что ж, да здравствует умеренность во всем!

 

Почти все современные исследователи, занимающиеся программой SETI, идут по стопам Фрэнка Дрейка. Другими словами, они используют большие радиотелескопы, пытаясь услышать сигналы от внеземных цивилизаций.

В отличие от световых, радиоволны легко проникают сквозь газопылевые облака, заполняющие межзвездное пространство. К тому же радиоприемники стали очень чувствительными. Количество энергии, необходимой для отправки обнаружимого сигнала от одной звезды к другой, не больше того, которое потребляет ваша местная телестанция, — при условии, что у инопланетян есть передающая антенна диаметром в сотню метров.

 

Проект Phoenix

На сегодня самым эффективным в исследованиях SETI считается проект Phoenix, проводимый Институтом SETI в Маунтин-Вью, штат Калифорния. Этот проект можно назвать "наследником" программы SETI, которую проводило NASA и которая была прекращена Конгрессом США в 1993 году (с тех пор все исследования в рамках программы SETI в США финансировались частным образом.)

Проект Phoenix — это единственный крупномасштабный эксперимент в рамках SETI, в ходе которого изучают отдельные звезды. В других проектах с помощью телескопов "прочесывают" большие участки неба. Конечно, метод такого широкого охвата позволяет ученым получить больше информации о космосе. Но если сосредоточиться только на ближайших солнцеподобных звездах (как в проекте Phoenix), можно достичь большей чувствительности наблюдений, т. е. обнаруживать гораздо более слабые радиосигналы. В настоящее время эти исследования проводятся с помощью радиотелескопа в Аресибо (Пуэрто-Рико), диаметром примерно 300 м. Это крупнейший радиотелескоп в мире (рис. 14.2).

Рис. 14.2. Огромный радиотелескоп в Аресибо

Фото Сета Шостака

В ходе проекта Phoenix ищут радиосигналы в микроволновом диапазоне. Микроволны, наряду с их способностью превращать объедки во вкусную пищу, считаются самым вероятным диапазоном для использования инопланетянами по следующим двум причинам.

 Во Вселенной мало микроволновых звуков, т. е. они не столь "естественны", как остальные. И инопланетяне тоже должны это понимать.

 Естественный сигнал, генерируемый молекулами водорода, имеет частоту 1420 МГц. И поскольку водород — самый распространенный элемент в космосе, любой инопланетный радиоастроном знает об этом естественном индикаторе, и не сможет удержаться от того, чтобы привлечь наше внимание (или внимание любой другой цивилизации в космосе), послав сигнал примерно на этой частоте.

Но давайте смотреть фактам в лицо. На самом деле ученые не знают точно, на какую именно частоту инопланетяне настраивают свои передающие устройства. Поэтому в ходе проекта Phoenix проверяют много миллионов каналов одновременно (миллиарды каналов для каждой исследуемой звезды). На рис. 14.3 показана часть SETI-приемника, который используется в проекте Phoenix.

Рис. 14.3. Приемник SETI предназначен для поиска сообщений от инопланетян

Если предположить, что исследователи получат сигнал из космоса, то как мы распознаем его? Исследователи SETI предлагают искать сигналы из узкой полосы частот (рис. 14.4). Дело в том, что только передатчики могут передавать узкополосные сигналы. Квазары, пульсары и даже холодный водородный газ — все они генерируют радиоволны. Но их естественные сигналы имеют самую разную частоту, т. е. они распределены по всему спектру радиочастот. А узкополосные сигналы — это признак передающего устройства. А передающие устройства — признак разума. Ведь, чтобы создать передатчик, нужен разум.

Рис. 14.4. Глядя на этот экран системы обнаружения, участники проекта Phoenix ищут в космосе признаки разума

 

Другие проекты SETI

Помимо проекта Phoenix, существует несколько других программ в рамках SETI.

 Planetary Society (Планетарное общество) финансирует проекты BETA (Billion-Channel Extraterrestrial Assay — Поиск внеземных цивилизаций с помощью многоканальных приемников) и МЕТА (Mega-Channel Extraterrestrial Assay — Поиск внеземных цивилизаций с помощью мегаканальных приемников), проводимые с помощью радиотелескопов, расположенных недалеко от Бостона и в Аргентине.

 В проекте SERENDIP (Search for Extraterrestrial Radio Emissions from Nearby Developed Intelligent Populations — Поиск внеземных радиосигналов от соседних развитых разумных цивилизаций), проводимом Калифорнийским университетом в Беркли, используется телескоп в Аресибо в режиме "комбинирования". Ученые берут второй, неиспользуемый, приемник телескопа и просто принимают случайные сигналы от тех участков неба, на которые направлен телескоп. Этот метод, при его кажущейся бессмысленности, позволяет постоянно собирать информацию: почти каждый день в течение всего дня.

 Метод комбинирования используется также в проекте Southern SERENDIP, проводимом SETI Australian Centre (Австралийским центром SETI) в Новом Южном Уэльсе. Исследователи используют 70-метровый радиотелескоп в Парксе, в нескольких сотнях километров к западу от Сиднея.

 Кроме того, SETI League (Лига SETI), находящаяся в живописном Нью-Джерси, принимает в свои ряды радиолюбителей, чтобы они использовали свои спутниковые антенны для поиска разумных инопланетян.

 У всех главных программ SETI есть свои Web-сайты. Ссылки на них можно найти на сайте Института SETI по адресу или на Web-странице Планетарного общества по адресу .

 

Вы нужны программе SETI!

Еще один адрес, который стоит внимательно выписать из этой книги, — адрес проекта SETI@home: . SETI@home— это составная часть проекта SERENDIP. Если вы заглянете на их сайт, то сможете бесплатно загрузить специальную компьютерную программу, сделанную в виде шикарной экранной заставки и работающую, только когда компьютер находится в ждущем режиме. После того как вы установите эту программу на своем компьютере, ваш модем будет периодически соединяться с сервером в Беркли, чтобы получить порцию данных проекта SETI. Затем программа обработает эти данные в поисках сигналов, а через несколько дней (в зависимости от того, как часто вы оставляете компьютер в ждущем режиме), результаты будут выгружены обратно на сервер.

И хотя ваши шансы обнаружить сигнал инопланетной цивилизации невелики, все же они не равны нулю. Кто знает? Возможно, вам суждено есть фрикадельки со шведским королем после вручения Нобелевской премии.

 

"Горячие юпитеры", или правда о внесолнечных планетах

Как вы помните, один из параметров знаменитой формулы Дрейка — f p , доля солнцеподобных звезд, у которых есть планеты. Десятки лет ученые считали, что планет в нашей галактике — великое множество, просто потому, что после рождение звезды неизбежно остается материал — мешанина из газа и пыли, которая может превратиться в небольшие планеты, вращающиеся вокруг своей звезды.

Но на деле найти планеты, вращающиеся вокруг звезд, оказалось нелегко. Если просто направить телескоп на ближайшую звезду в надежде увидеть ее планеты, то ничего не выйдет. Планеты слишком тусклы и слишком близки к ослепительному источнику света (их солнцу). Чтобы в полной мере понять сложность данной задачи, представьте, что вы пытаетесь разглядеть бусинку, находящуюся в 30 метрах от электрической лампочки, с расстояния 16 тысяч километров.

Но, несмотря на эти обескураживающие сложности, астрономы все-таки нашли внесолнечные планеты (т. е. планеты других звезд, за пределами Солнечной системы; их еще называют экзопланетами), причем не по фотографиям, а с помощью расчетов движения их "материнских" звезд.

Планеты и звезды вращаются вокруг своего общего центра масс, а это значит, что движутся и те, и другие. И во время этого движения под влиянием взаимной гравитации звезда притягивает планету, заставляя ее двигаться, а планета притягивает звезду, тоже заставляя ее двигаться. Конечно, масса планеты намного меньше массы звезды, поэтому ответное движение звезды обычно невелико — она проходит, наверное, всего 80 км в час (по сравнению с планетой, которая может пройти 16 000 км в час или даже больше). Используя чувствительные спектроскопы на больших телескопах, астрономы искали проявления небольшого эффекта Допплера (см. главу 11), который должно оказывать на свет звезды ее медленное покачивание. И теперь ученые уже нашли несколько десятков звезд, чье ленивое покачивание выдает наличие у них планет.

 

Маленький теплый мир звезды 51 Пегаса

Осенью 1995 года два шведских астронома, Мишель Майор и Дидье Квелоц, объявили об открытии первой внесолнечной планеты, вращающейся вокруг нормальной (т. е. солнцеподобной) звезды. Это открытие вызвало большое волнение в научном мире, главным образом, потому, что новая планета мчалась вокруг своей звезды (51 Пегаса) с головокружительной скоростью, делая полный оборот всего за 4 дня. Отсюда следует, что она находится на расстоянии всего каких-нибудь несчастных 8 миллионов километров от своей звезды (рис. 14.5). Это в 8 раз меньше расстояния от Меркурия до Солнца, а значит, температура на планете достигает примерно 1000 °C. Колебания этой звезды, происходящие с периодом 4,23 суток, говорят о том, что они вызваны влиянием планеты с массой, равной по меньшей мере половине массы Юпитера. Естественно, новую планету вскоре прозвали горячим юпитером.

Рис. 14.5. Представление художника о том, насколько новая планета должна быть близка к своему солнцу

В течение четырех лет после открытия горячей планеты у звезды 51 из созвездия Пегаса были открыты примерно два десятка других внесолнечных планет, причем почти все — с помощью спектроскопических измерений допплеровского смещения. Оказалось, что очень многие из этих вновь открытых планет тоже относятся к "горячим юпитерам", так как это массивные планеты, сжимающие свое солнце в объятиях крепче, чем любящая мамаша.

Но кажется невероятным, чтобы все эти горячие и тяжелые планеты с самого начала двигались по нынешним "жарким" орбитам. Дело в том, что большим планетам намного легче образоваться на сумрачных окраинах "солнечной системы". Более низкие температуры и возможности накопления материала в этих призрачных районах способствуют быстрому превращению ледяных осколков в общую массу, т. е. их слипанию и образованию больших планет. Но после рождения взаимодействие этих планет с оставшимся газо-пылевым материалом может привести к тому, что они покидают свой "дом" и устремляются в огненные области вблизи своего обжигающего солнца.

 Никто не знает, что не дает этим тяжеловесам и любителям жары упасть на свои звезды. Возможно, планеты поднимают волны горячего газа на внешней поверхности звезды, а гравитационное влияние этих приливов не дает планетам спикировать на звезды. Но это всего лишь теория, и астрономы честно признают, что и рождение, и окончательная судьба "горячих юпитеров" — это феномены, которые мы пока просто не в состоянии понять и объяснить.

 

Система Ипсилон Андромеды

В 1999 году Джефф Мэрси, Пол Батлер и их сотрудники (они открыли многие из новых планет, обнаруженных после 1995 года) объявили, что не одна, а целых три большие планеты вращаются вокруг звезды Ипсилон Андромеды. Это открытие они сделали после тщательного анализа едва заметного покачивания звезды.

Ипсилон Андромеды — это звезда типа F, находящаяся на расстоянии 44 световых лет от Земли. Таким образом, она стала первой нормальной звездой, помимо Солнца, имеющей настоящую планетную систему. Заметим, что и в этом случае планеты очень массивные — больше, чем 0,7; 2,1 и 4,6 масс Юпитера. Но не все они слишком близки к солнцу. Радиусы орбит двух внешних планет сравнимы с радиусами орбит Венеры и Марса.

 

Планеты, пригодные для жизни?

Конечно, приятно сознавать, что существует множество планет, на которых могли бы обитать разумные существа. Но все же открытия новых планет слегка обескураживают. В конце концов, "горячие юпитеры" (или холодные, не имеет значения) трудно назвать благоприятными для развития "биологической жизни". И если эти слишком большие планеты — типичные представители планет галактики, то землянам не стоит рассчитывать на большую компанию инопланетных цивилизаций.

Впрочем, такое положение дел маловероятно. Метод, используемый для нахождения планет, — поиск допплеровского смещения в спектре звезд — идеально подходит именно для открытия гигантских планет, близко расположенных к своим звездам, т. е. "горячих юпитеров". Такой поиск можно сравнить с исследованием африканской саванны с вертолета. Конечно, слонов и носорогов вы увидите, а вот мышей и комаров — вряд ли. Ученые нашли большие планеты, потому что это легче всего. Возможно, малых планет очень много, но пока мы не создадим телескопы нового типа, открыть их будет очень трудно.

 Если вас интересуют самые последние новости о поиске внесолнечных планет, посетите сайт по адресу , где есть также ссылки на многие другие сайты по этой теме.

 

Уже в 1930-х годах астрономы обнаружили признаки того, что по меньшей мере 90 % массы Вселенной не излучает света. Этот невидимый материал, называемый темной материей (dark matter), считается тем гравитационным клеем, который не дает звездам стремительно вращающейся галактики, как и галактикам скопления, разлететься в разные стороны. Похоже, что темная материя также сыграла решающую роль в том, что Вселенная стала такой, какой мы ее знаем сегодня, — паутиной из невероятно длинных сверхскоплений галактик, разделяемых гигантскими пустотами (см. главу 12). И, быть может, именно темная материя определяет судьбу Вселенной.

 

Что скрывается за недостатком массы

Первый намек на то, что во Вселенной есть темная материя, появился в 1933 году. Изучая движения галактик внутри большого скопления галактик в созвездии Волос Вероники, астроном Фриц Цвикки из Калифорнийского технологического института обнаружил, что некоторые галактики движутся с необычно высокой скоростью. И в самом деле, эти галактики из созвездия Волос Вероники двигались так быстро, что по всем законам физики выходило: все видимые звезды и газ в скоплении не сумели бы обеспечить такую связь между галактиками, чтобы те не разлетелись в разные стороны. И, тем не менее, со скоплением ничего не происходило, оно оставалось прежним.

Отсюда Цвикки заключил, что в созвездии Волос Вероники может существовать какая-то невидимая материя, восполняющая недостаток гравитации.

Но не менее удивительным, чем данный вывод, оказалось то, что в течение нескольких последующих десятилетий о темной материи не было никаких сенсационных статей в прессе. Многие астрономы считали, что, поскольку движение галактик изучено очень подробно, для "изобретения" невидимой материи нет никаких оснований. Но в 1970-х годах появились более убедительные доказательства существования темной материи. Выходило, что она есть не только в звездных скоплениях, но и в отдельных галактиках. В следующих разделах приведены основные аргументы в пользу существования темной материи.

Внешние и внутренние звезды движутся одинаково быстро

Вера Рубина и Кент Форд из Института Карнеги в Вашингтоне, округ Колумбия, изучали движение звезд в сотнях спиральных галактик и внезапно получили результат, казалось бы, противоречащий традиционным законам физики. Спиральная галактика напоминает плоскую яичницу, причем большая часть ее массы, по всей видимости, сосредоточена в "желтке"; астрономы называют это балдж (см. главу 12). Полученные изображения показывают, что видимая масса спирали быстро уменьшается с увеличением расстояния от балджа.

Ученые, естественно, ожидали, что звезды в спиральной галактике вращаются вокруг этого массивного центра так же, как планеты в нашей Солнечной системе вращаются вокруг Солнца. По открытому Ньютоном закону всемирного тяготения, внешние планеты, такие как Плутон и Нептун, вращаются вокруг Солнца медленнее, чем внутренние планеты, такие как Меркурий. Венера и Земля. Отсюда следует, что звезды на окраине спиральной галактики должны двигаться по орбитам медленнее, чем звезды, расположенные вблизи балджа. Однако Рубина и Форд получили иной результат.

Изучая галактику за галактикой, они обнаруживали, что внешние звезды движутся очень быстро, почти так же быстро, как и внутренние звезды. Как при столь малом количестве видимого вещества во внешних районах внешние звезды ухитряются мчаться так быстро и при этом не отрываться от галактики? При таких скоростях они давно должны были бы оторваться и улететь!

 И астрономы пришли к выводу, что видимая материя (visible matter) — звезды и светящийся газ, которые запечатлены на фотографиях, сделанных с помощью телескопа, — составляют только малую долю общей массы спиральной галактики.

 Хотя видимая масса действительно сосредоточена в центре, далеко за его пределами должно находиться огромное количество другого вещества. Каждую спиральную галактику должно окружать огромное гало темной материи. И чтобы оказывать достаточное гравитационное воздействие на звезды, находящиеся на видимых окраинах галактики, темная материя должна по массе превосходить видимую по меньшей мере в 100 раз. Другие типы галактик (эллиптических и неправильных) тоже имеют гало из темной материи.

Холодной темной материи в космосе очень много

Космологи (ученые, изучающие крупномасштабную структуру Вселенной и вопросы ее формирования) также ссылаются на темную материю в попытке объяснить главную тайну Вселенной: как из почти однородного "бульона" элементарных частиц, появившегося в результате Большого Взрыва (о котором я расскажу в главе 16), образовалась нынешняя "комковатая" структура Вселенной, состоящей из скоплений галактик и сверхскоплений?

И хотя с момента рождения Вселенной прошло примерно 15 миллиардов лет, этого времени недостаточно для того, чтобы видимая материя самостоятельно объединилась в гигантские космические структуры, которые мы наблюдаем сегодня.

Чтобы разрешить эту космологическую головоломку, ученые выдвинули гипотезу о том, что во Вселенной есть особый тип темной материи, холодная темная материя (cold dark matter), которая движется медленнее и группируется быстрее, чем обычная, видимая материя. В ответ на притяжение этого экзотического вещества обычная материя формирует звезды и галактики внутри мест самой плотной концентрации этой темной материи. Эта теория объясняет, почему все видимые галактики, похоже, находятся внутри гало из собственной темной материи.

Вселенная в значительной степени однородна

Астрономы верят в темную материю по еще одной "космической" причине: Вселенная, в крупном масштабе, выглядит одинаковой во всех направлениях и в целом однородна. Такое постоянство внешнего вида говорит о том, что Вселенная имеет как раз нужную плотность материи, называемую критической плотностью (critical density). По всей видимости, общего количества видимой материи, имеющегося во Вселенной, далеко недостаточно, чтобы достичь критической плотности. Этот недостаток и должна восполнять темная материя. И именно от количества темной материи зависит, будет ли Вселенная расширяться вечно или наступит поворотный момент, после которого она начнет сжиматься.

Темной материи больше 90 %

Если предыдущие рассуждения верны, то по меньшей мере 90 % (а может быть, даже 99 %) материи во Вселенной — это темная материя. В это трудно поверить, не правда ли?

Эта огромная Вселенная, с ее мириадами звезд и галактик, — всего лишь незначительная доля материи, находящейся вокруг нас! Если использовать аналогию с морем, то галактики — это морская пена, а темная материя — безбрежный невидимый океан, в котором они плавают.

 

Что такое темная материя

Ну хорошо, есть много убедительных причин, заставляющих верить в существование темной материи. Но что она собой представляет?

Вообще говоря, астрономы поделили возможные виды темной материи на два класса — барионная темная материя и странная темная материя.

Барионная темная материя, или глыбы в космосе

Темная материя первого вида может состоять из того же материала, что и Солнце, планеты и люди. Это привычная нам барионная материя. А барионы — это элементарные частицы, относящиеся к тому же классу, что и протоны и нейтроны, находящиеся в ядрах атомов.

 Барионная темная материя (baryonic dark matter) может содержать фрагменты любого трудно различимого материала, включая пыль, астероиды, коричневых карликов (неудавшиеся звезды) или белых карликов (холодные угасшие ядра солнцеподобных звезд). Такие глыбы материала, которые иногда называют МАСНО (Massive Compact Galo Objects — массивные компактные объекты гало) могут составлять гало, окружающие отдельные галактики. Однако этого далеко недостаточно, чтобы объяснить формирование крупномасштабных структур в космосе.

Странная темная материя

А темная материя второго типа может содержать множество необычных и экзотических, придуманных физиками субатомных частиц, которые очень мало или совсем не похожи на барионы. К этим частицам относятся нейтрино, которые действительно существуют, а также другие частицы — аксионы, скварки и фотино, которых пока еще не открыли.

Во время Большого Взрыва — потрясающего извержения энергии, в результате которого родилась Вселенная, — возможно, было создано множество странных "темноматериальных" частиц, из которых впоследствии осталось всего несколько. Сюда относится аксион (axion), представляющий собой что-то вроде миниатюрной черной дыры; он легче электрона в 100 миллиардов раз. И хотя аксионы очень легки, если их будет достаточно много, то они внесут значительный вклад в увеличение космической массы. Недавние эксперименты показывают, что нейтрино (частицы, которые, как раньше думали, имеют нулевую массу) на самом деле имеют массу и тоже могут вносить свой небольшой вклад в общую массу темной материи.

 Другие кандидаты на роль представителей странной темной материи более тяжелые— их масса примерно в 10 раз больше массы протона, но все равно они слишком легки, если только не присутствуют в очень больших количествах. Сюда относятся также еще не открытые "партнеры" таких субатомных частиц, как кварки (quark) и фотоны (photon); их называют скварки (squark) и фотино (photino) соответственно. Собирательное название всей этой экзотики — слабо взаимодействующие массивные частицы (Weakly Interacting Massive Particle — WIMP).

 

Физики всего мира разрабатывают чувствительные детекторы, позволяющие обнаруживать неуловимые, но неопровержимые признаки темной материи. Некоторые ученые анализируют осколки субатомных частиц, полученные в гигантских ускорителях ядерных частиц, где можно быстро воссоздать условия (температуру, энергию, плотность), которые были на заре формирования Вселенной.

Но методы поиска должны быть новаторскими. В конце концов, ученые ищут вещество, которое по определению нельзя увидеть и которое, если не считать тяготения, никак не взаимодействуют с другой материей.

 

Следы WIMP-частиц

Давайте подумаем, сколько усилий нужно приложить, чтобы найти WIMP. Эти слабо взаимодействующие частицы нельзя удержать ни в одном контейнере, но зато ученые могут искать доказательства того, что они проходят сквозь детектор. Когда WIMP-частица проносится мимо, она слегка нагревает один из атомов детектора, придавая ему небольшую дополнительную энергию. Но такие соударения редки. В типичном лабораторном детекторе такой случай может произойти только один раз за много дней.

К сожалению, космические лучи, энергетические частицы, которые летят к нам из космоса со всех сторон, могут имитировать действие WIMP-частиц. Поэтому, чтобы минимизировать бомбардировку космическими лучами, детектор помещают в подземный туннель. Естественное радиоактивное излучение, исходящее от стен туннеля, также может нагревать атомы, поэтому детектор экранируют — помещают в свинцовый кожух. И чтобы снизить колебания атомов, вызванные увеличением их энергии при высоких температурах, детектор охлаждают до температуры абсолютного нуля.

 

МАСНО делают изображение более светлым

Поскольку МАСНО — это протяженные, огромные объекты, искать их намного легче. Основной метод следует из общей теории относительности Эйнштейна. Напомню: масса искажает пространство и путь световой волны. Это означает, что объект, который волей случая оказался на одной линии зрения между Землей и далекой звездой, сфокусирует свет этой звезды, и на короткое время ее блеск увеличится. Причем чем массивнее объект — в данном случае, МАСНО, — тем ярче будет звезда во время выравнивания по одной линии.

В сущности, МАСНО ведут себя, как миниатюрные гравитационные линзы, или микролинзы, искажая и усиливая свет от звезды на заднем плане. (Более подробно о микролинзировании говорилось в главе 11.)

В поисках MACHO астрономы следили за блеском звезд из Большого Магелланова Облака, одного из ближайших соседей Млечного Пути. Чтобы достичь Земли, свет звезд от Облака должен пройти сквозь гало Млечного Пути, и находящиеся там МАСНО должны оказывать заметный эффект на этот свет.

Астрономы зарегистрировали несколько случаев, когда звезды из Большого Магелланова Облака внезапно становились ярче, а затем — снова тусклыми. Но количество МАСНО, выведенное на основе этих наблюдений, совсем невелико.

 

Темную материю можно нанести на карту

Гораздо шире ученые пользуются эффектом гравитационного линзирования, чтобы составить карту темной материи для целых галактик или даже скоплений галактик.

 Если скопление окажется на пути световых лучей от галактики, находящейся на заднем плане, то оно исказит и искривит эти лучи — эффект гравитационного линзирования, создавая несколько изображений объекта заднего плана. Гало этих призрачных изображений формируется вокруг границ скопления, с точки зрения наблюдателей с Земли.

Чтобы создать некоторый рисунок наблюдаемых призрачных изображений, масса вставшего на пути света скопления должна быть распределена определенным образом. И, поскольку большую часть массы скопления составляет темная материя, этот метод позволяет выяснить, как темная материя распределена в скоплении.

 

Темная материя имеет значение

Все методы обнаружения и измерения темной материи являются косвенными, а попытки понять, что она собой представляет, — это непростое дело. Будучи преобладающей формой материи, темная материя оказывает глубокое влияние на прошлое, настоящее и будущее Вселенной.

 

Помимо отсутствия указания источника взрыва, у теории Большого Взрыва есть и другие слабые места. Например, она не объясняет, почему районы Вселенной, которые разделяет такое огромное расстояние, что между ними нельзя установить связь, — даже с помощью посланника, путешествующего со скоростью света, — тем не менее, выглядят настолько похожими один на другой.

 В 1980-х годах физик Алан Гут выдвинул теорию раздувания (или инфляции) Вселенной, которая способна объяснить эти загадки. А. Гут предположил, что за крошечную долю секунды после рождения Вселенная испытала скачок колоссального роста. Всего за 10-32 секунды Вселенная расширилась со скоростью гораздо большей, чем когда-либо в последующие примерно 14 миллиардов лет, который прошли с тех пор.

В этот период мощного расширения мельчайшие фрагменты, которые раньше находились в тесном контакте, были разбросаны в далекие уголки Вселенной. А в большом масштабе Космос выглядит везде одинаково, в каком направлении наблюдатель ни направил бы свой телескоп. На самом деле в результате раздувания мелкие участки Космоса превращаются в объемы намного большие, чем земные астрономы когда-либо могли наблюдать. Из этого расширения следует возможность создания вселенных, находящихся далеко за пределами нашей собственной Вселенной. Возможно, существует не одна, а множество вселенных, или мультивселенная (multiverse).

У раздувания есть еще одно свойство. В процессе этого скачкообразного роста происходят захват случайных субатомных колебаний энергии и увеличение их до макроуровня. Благодаря сохранению и усилению этих квантовых колебаний в процессе раздувания создаются участки, немного различающиеся по плотности.

В одних районах, в среднем, содержится больше материи и энергии, чем в других. Это соответствует холодным и горячим температурным уровням космического микроволнового фона (см. предыдущий раздел и рис. 16.1). Со временем гравитация на основе этих различий создала тонкую паутину из скоплений галактик и огромных пустот, из которых состоит Вселенная сегодня.

Рис. 16.1. Светлые и темные пятна на этой карте неба, полученной с помощью спутника СОВЕ (Cosmic Background Explorer — Исследователь космического фона), указывают на горячие и холодные участки космического микроволнового фона

Фотография любезно предоставлена NASA

 

Нечто из ничего: раздувание и вакуум

По иронии судьбы, энергия, которая питает раздувание, генерируется из ничего: из вакуума. Но по квантовой теории, вакуум — это не значит пустота. Он полон частиц и античастиц, которые постоянно создаются и разрушаются. Подключение к этой энергии, по предположению теоретиков, обеспечило энергией Большой Взрыв и излучение, порожденное вместе с ним.

У вакуума есть еще одно странное свойство. Он может проявлять гравитационную силу отталкивания. Вместо того чтобы притягивать объекты, сила гравитационного отталкивания тянет их в разные стороны. Возможно, именно эта сила отталкивания стала причиной кратковременного, но интенсивного периода раздувания.

 

Раздувание и форма Вселенной

Процесс раздувания, по крайней мере в самой простой форме, которую можно представить, должен был привести к тому, что Вселенная стала бы плоской. Любая кривизна в космосе была бы вытянутой в этот период быстрого расширения. И мы получили бы знакомую евклидову геометрию на плоскости — вспомните линии и углы, нарисованные на листе бумаге, которые вы учили в средней школе.

Но чтобы Вселенная была плоской, она должна иметь особую плотность, называемую критической плотностью. Если бы плотность Вселенной превысила это критическое значение, гравитационное притяжение стало бы достаточно сильным, чтобы повернуть вспять процесс расширения, и в конце концов это привело бы к коллапсу, сжатию Вселенной, т. е. к тому, что астрономы называют Большим Сжатием (Big Crunch).

Такая Вселенная снова искривилась бы сама в себе, формируя замкнутое пространство конечного объема, такое как поверхность сферы. И космический корабль, летящий по прямой линии по поверхности этой сферы, в конце концов оказался бы в той точке, из которой стартовал. Математики называют это положительной кривизной.

Если бы плотность Вселенной была меньше критического значения, то гравитация не смогла бы преодолеть расширение и Вселенная продолжала бы расширяться вечно. Про такую вселенную говорят, что она имеет отрицательную кривизну; подобный объект имеет форму, напоминающую седло.

Хотя из теории раздувания следует, что Вселенная должна быть плоской, некоторые наблюдения показали, что плотность космической материи составляет только 40 % той, которая необходима для поддержания ее плоской. Если же говорить о массе, то "космическая бухгалтерия" показывает, что ее катастрофически не хватает.

Чтобы Вселенная была плоской, глыб материи — видимой или невидимой (темной) — явно недостаточно. Должна существовать особая форма материи или энергии (согласно выводам Эйнштейна, эти два понятия эквивалентны), заполняющей весь Космос и составляющей недостающие 60 %. Космолог Майкл Тернер из Чикагского университета и сотрудники Национальной лаборатории имени Ферми назвали этот особый компонент темной, или странной энергией (dark, funny energy).

 

Каков возраст Вселенной? После многолетних ожесточенных споров некоторые астрономы пришли к выводу, что они установили это число — с точностью примерно 10 %. По их оценкам, Вселенной или около 12, или около 13,5 миллиарда лет. Первая цифра означает, что Вселенная будет расширяться вечно, но все медленнее и медленнее, а вторая — что какая-то таинственная сила ускоряет расширение Вселенной (см. раздел "Темная энергия: расширение ускоряется?" выше в этой главе).

 

Насколько быстро движутся галактики?

Оценки возраста Вселенной в значительной степени зависят от числа, которое занимало астрономов в течение десятилетий, — это постоянная Хаббла, представляющая собой скорость расширения Вселенной в настоящее время. Поиски этого числа начались в 1929 году, когда астроном Эдвин Хаббл обнаружил доказательства того, что мы живем в расширяющейся Вселенной. В частности, он сделал замечательное открытие: все далекие галактики (находящиеся за пределами Местной Группы Галактик, о которой говорилось в главе 12), похоже, удаляются от нашей родной галактики, Млечного Пути.

При этом Хаббл обнаружил, что чем дальше галактика, тем быстрее она удаляется. Представим, например, две галактики, одна из которых в 2 раза дальше от Млечного Пути, чем другая. Так вот: галактика, которая в 2 раза дальше, удаляется в 2 раза быстрее. (По общей теории относительности Эйнштейна сами галактики не движутся; расширяется ткань пространства, в которую они включены.) Это соотношение называется законом Хаббла.

 Коэффициент, связывающий расстояние до галактики со скоростью ее удаления, называется постоянной Хаббла и обозначается Н 0 . Другими словами, скорость удаления галактики равна H 0 , умноженной на расстояние до галактики. Таким образом, Н 0 выражает собой степень скорости расширения Вселенной и, следовательно, определяет ее возраст.

 Постоянная Хаббла измеряется в километрах в секунду на мегапарсек. (Один мегапарсек равен 3,26 миллиона световых лет.) После многолетних исследований астрономам с помощью телескопа "Хаббл" (обсерватория, находящаяся на орбите Земли и названная в честь Эдвина Хаббла) недавно удалось установить значение постоянной Хаббла. Они сообщили, что она примерно равна 70 (км/с)/Мпс. Это означает, что галактика, находящаяся на расстоянии примерно 30 мегапарсеков (около 100 миллионов световых лет) от Земли, удаляется от нас со скоростью 2100 км/с.

 

Непостоянная постоянная?

 Но постоянная Хаббла на самом деле может вовсе и не быть постоянной. Причины этого следующие: взаимное гравитационное притяжение галактик могло замедлить расширение, которое началось после Большого Взрыва, или какая-то таинственная космическая энергия недавно его ускорила. Скорость расширения в прошлом могла быть другой. Аналогично, величина, обратная постоянной Хаббла, (т. е. 1/H 0 ), — так называемый хаббловский возраст (Hubble age) — может указывать на возраст Вселенной, если с момента Большого Взрыва скорость расширения была постоянной.

Ученые вычисляют величину Н 0 делением скорости движения галактик на расстояние до них. Скорость получить просто: астрономы анализируют длины световых волн, излучаемых или поглощаемых галактикой. Свет от объекта, который удаляется от Земли, смещается в красную область спектра, т. е. в область больших длин волн. Чем больше красное смещение, тем быстрее удаляется от нас галактика.

А вот измерить расстояние до галактики гораздо труднее.

Чтобы точно измерить скорость расширения Вселенной, астрономы должны оценить расстояние до очень отдаленных галактик, находящихся на расстоянии 600 миллионов (или больше) световых лет от Земли. На меньших расстояниях расширению частично противодействует гравитационное притяжение галактик, которые находятся сравнительно недалеко от Млечного Пути.

Но у астрономов нет абсолютно надежного способа непосредственного измерения расстояний до отдаленных галактик. Вместо этого им приходится довольствоваться разнообразными косвенными методами. Делая калибровку расстояния до соседних галактик, а затем двигаясь дальше, шаг за шагом, к более отдаленным галактикам, астрономы постепенно, по кусочкам, составляют "измерительную линейку" для Вселенной.

 

Как измеряют расстояния до галактик

Для большинства стратегий измерения расстояния требуется нечто вроде стандартной свечи, космического эквивалента электрической лампочки известной мощности.

Предположим, вы считаете, что вам известен истинный блеск, или светимость, звезды определенного типа. Свет от отдаленного источника тускнеет пропорционально квадрату расстояния. Поэтому степень тусклости этой звезды в далекой галактике показывает, насколько эта галактика далека.

Желтые пульсирующие звезды, которые называют переменными цефеидами (Cepheid variables), остаются одними из самых надежных "стандартных свечей" для оценки расстояния до сравнительно близких галактик (см. главу 12). Блеск этих молодых звезд периодически увеличивается и уменьшается.

В 1912 году Генриетта Ливитт из обсерватории Гарвардского колледжа обнаружила, что скорость изменения цефеидами их блеска непосредственно связана с их истинной светимостью. Чем дольше этот период (изменения блеска), тем больше светимость.

Сверхновые типа Iа (см. выше в этой главе раздел "Темная энергия: расширение ускоряется?" и главу 11) — это еще один тип "стандартной свечи". Поскольку сверхновые намного ярче цефеид, их можно увидеть в гораздо более далеких галактиках. В недавних исследованиях по вычислению постоянной Хаббла использовались оба этих типа "свечей", а также два других типа калибраторов.

Но все же эти методы пока достаточно грубые. Поэтому, хотя мы знаем наверняка, что Вселенная расширяется, точное значение скорости этого расширения, а также то, как она изменилась за миллиарды лет, пока неизвестны. Наверное, некий эквивалент космического гаишника стоит где-то неподалеку с радиолокатором для измерения скорости расширения Вселенной. Но заглянуть ему через плечо и увидеть значение скорости — довольно непросто!

В написании данной главы принимал участие Рон Ковен, освещающий вопросы астрономии и космоса в Science News.