Глава 2. Сага о тайнах Вселенной. Космос на вес

Теперь, когда мы установили, что у Вселенной было начало и зародилась она в определенный момент в прошлом, который можно рассчитать, приходит на ум следующий резонный вопрос: «А чем все это кончится?»

Вообще говоря, именно этот вопрос заставил меня в свое время покинуть родное поприще – физику частиц – и углубиться в дебри космологии. В семидесятые и восьмидесятые годы XX века из детальных измерений движения звезд и газа в нашей Галактике, а также из измерений движения галактик в крупных скоплениях галактик, так называемых кластерах, напрашивался все более и более очевидный вывод, что во Вселенной есть что-то такое, чего не видно на первый взгляд – ни невооруженным глазом, ни даже в телескоп.

Главная сила, которая действует на огромном масштабе галактик, – это гравитация, поэтому измерение движения объектов на подобных масштабах позволяет исследовать гравитационное притяжение, которое управляет этим движением. Подобные измерения начались с новаторской работы американского астронома Веры Рубин и ее коллег в начале семидесятых годов XX века.

Рубин защитила диссертацию в Джорджтаунском университете, а до этого училась на вечернем отделении, пока муж ждал ее в машине, потому что водительских прав у нее не было. Она подавала документы в Принстон, в аспирантуру по астрономии, но туда до 1975 года не принимали женщин. Рубин стала второй женщиной, получившей Золотую медаль Королевского астрономического общества. Эта награда и многочисленные другие заслуженные почести достались ей благодаря революционным наблюдениям и расчетам темпа вращения нашей Галактики. Вера Рубин наблюдала звезды и горячий газ, находившиеся все дальше и дальше от центра нашей Галактики, и определила, что эти области движутся гораздо быстрее, чем в случае, если бы сила гравитации, управляющая их движением, соответствовала массе всех наблюдаемых объектов внутри Галактики. Впоследствии благодаря трудам Рубин космологам стало ясно, что объяснить это движение можно лишь одним способом – предположить, что в нашей Галактике массы гораздо больше, чем получается, если сложить массы всех этих звезд и горячего газа.

Однако в этой гипотезе была одна сложность. Те самые расчеты, которые прекрасно описывали наблюдаемую распространенность легких элементов (водорода, гелия и лития) во Вселенной, позволяют примерно судить об общем количестве протонов и нейтронов – составных частей обычного вещества. Тут все как в кулинарном рецепте, просто кухня у нас ядерная: объем получившегося блюда зависит от того, сколько в него положить каждого из ингредиентов. Если удваиваешь рецептуру – кладешь, например, четыре яйца вместо двух – и конечного продукта, в данном случае глазуньи, получится в два раза больше. Однако первоначальное количество протонов и нейтронов во Вселенной, возникшее при Большом взрыве и определенное в соответствии с наблюдаемым количеством водорода, гелия и лития, говорит о том, что вещества примерно в два раза больше, чем мы видим в звездах и раскаленном газе. Где же все эти частицы?

Придумать, где спрятать протоны и нейтроны, довольно легко – на свете полным-полно ничем не примечательных сугробов, планет и космологов, – поэтому многие физики предположили, что существуют какие-то невидимые – «темные» – объекты, в которых столько же протонов и нейтронов, сколько и в видимых. Однако если посчитать, сколько этого «темного вещества» нужно, чтобы объяснить движение вещества в нашей Галактике, мы обнаружим, что отношение общего количества вещества к видимому – вовсе не два к одному, а скорее десять к одному. Если это не ошибка, темная материя состоит не из протонов и нейтронов. Их просто не хватит.

В начале 1980 годов я был юным физиком-ядерщиком, и когда я узнал о том, что, вероятно, существует экзотическая черная материя, то пришел в восторг. Ведь из этого буквально следовало, что доминирующие частицы во Вселенной – это не старые добрые нейтроны и протоны, которых кругом навалом, а, возможно, какая-то совершенно новая элементарная частица, что-то, чего в наши дни нет на Земле, что-то загадочное, струящееся меж звезд – какой-то тайный режиссер-постановщик гравитационного балета, который мы зовем галактикой.

Однако лично меня еще больше приводили в восторг три новых направления исследований, которые потенциально могли представить природу реальности в совершенно новом свете.

1. Если эти частицы созданы при Большом взрыве, как и легкие элементы, о которых я уже писал, то мы наверняка можем опереться на представления о силах, управляющих взаимодействиями элементарных частиц (а не взаимодействиями ядер, которые важны при определении распространенности химических элементов), чтобы оценить распространенность этих неизвестных экзотических частиц в сегодняшней Вселенной.

2. Может быть, удастся вычислить общую распространенность темной материи во Вселенной на основании теоретических идей физики элементарных частиц либо, вероятно, предложить новые эксперименты по обнаружению темной материи; и то и другое покажет, сколько во Вселенной вещества в целом, а следовательно, какова геометрия нашей Вселенной. Задача физики – не изобретать то, чего мы не видим, чтобы объяснить то, что мы видим, а разобраться, как увидеть то, чего мы не видим, – увидеть то, что раньше было невидимым, известное неизвестное. Каждая новая элементарная частица-кандидат в темное вещество подразумевает новые варианты экспериментов, которые позволили бы непосредственно зарегистрировать частицы темного вещества в их шествии через Галактику: надо построить на Земле приборы, которые бы регистрировали такие частицы, когда Земля натыкается на них при движении через пространство. Если частицы темного вещества пронизывают всю Галактику рассеянными потоками, значит, они уже здесь, вокруг нас, их присутствие могут выявить наземные детекторы и можно не высматривать в телескопы далекие объекты.

3. Если мы сумеем выявить природу темного вещества и измерить его распространенность, то, пожалуй, сможем определить, каков будет конец Вселенной.

Последний пункт, наверное, самый интересный, поэтому начну с него. Честно говоря, я и в самом деле пошел в космологию, потому что хотел стать первым, кто узнает, чем кончится история Вселенной. Мне тогда казалось, что интереснее ничего и быть не может.

Когда Эйнштейн разрабатывал общую теорию относительности, в ее основе лежало предположение, что в присутствии вещества или энергии пространство искривляется. Эта теоретическая идея перестала быть чистой спекуляцией в 1919 году, когда две экспедиции пронаблюдали, как свет звезд огибает Солнце во время солнечного затмения – в точном соответствии с тем, как Солнце должно было искривлять пространство вокруг себя по расчетам Эйнштейна. Эйнштейн практически мгновенно прославился – и теперь его имя знают все. Принято считать, будто известность ему принесло уравнение E = mc ², опубликованное на пятнадцать лет раньше, но это лишь распространенное заблуждение.

Так вот, если пространство потенциально искривлено, то геометрия всей нашей Вселенной сразу становится гораздо интереснее. В зависимости от общего количества вещества во Вселенной, она может существовать в геометрии трех разных типов – речь идет о так называемых открытой, замкнутой и плоской моделях Вселенной.

Вообразить, как именно выглядит искривленное трехмерное пространство, довольно трудно. Поскольку мы – существа трехмерные, нам не легче интуитивно представить себе искривленное трехмерное пространство, чем двумерным героям знаменитой книги про Флатландию – вообразить, как выглядел их мир в глазах трехмерного наблюдателя, если бы оказался искривлен наподобие, например, поверхности сферы. Более того, если искривление совсем небольшое, то трудно представить себе, как его можно обнаружить в повседневной жизни, – вот, скажем, и в Средние века многие были уверены, что Земля плоская, поскольку она выглядела плоской с их точки зрения.

Представить себе искривленные трехмерные Вселенные, повторяю, довольно трудно: вот, скажем, замкнутая Вселенная – это трехмерная сфера в четырехмерном пространстве, что само по себе звучит устрашающе. Зато их в некотором смысле легко описать. Если в замкнутой Вселенной долго-долго смотреть в одном направлении, то в конце концов увидишь собственный затылок.

Хотя эти экзотические геометрии могут показаться и чистым курьезом, и попыткой произвести впечатление в беседе, на практике их существование приводит к очень важным последствиям. Общая теория относительности недвусмысленно утверждает, что замкнутая Вселенная, чья плотность энергии определяется в основном веществом вроде звезд и галактик и в еще больше степени – экзотическим темным веществом, в один прекрасный день должна схлопнуться обратно: в сущности, это будет процесс Большого взрыва наоборот – Большой Хруст, если угодно. Открытая Вселенная будет и дальше расширяться в конечном темпе, а плоская Вселенная займет промежуточное положение – будет замедляться, но никогда не остановится. Поэтому определение количества темного вещества, а следовательно, общей плотности массы во Вселенной, обещало дать ответ на вековечный вопрос (если и не вековечный, то, по крайней мере, такой же древний, как Т. С. Элиот): чем же кончится мир – хныканьем или взрывом? Сага об определении общего количества темного вещества насчитывает уже как минимум полвека, и о ней можно написать целую книгу – честно говоря, я так и сделал, и книга называется «Quintessence» («Квинтэссенция»). А сейчас я докажу, что и в самом деле лучше один раз увидеть (картинку), чем сто (или даже сто тысяч) раз услышать (слова), – но сначала все-таки словами и только потом – картинкой.

Самые крупные объекты во Вселенной, которые держатся силой гравитации, называются сверхскопления галактик. Они состоят из тысяч, а то и больше отдельных галактик и тянутся на десятки миллионов световых лет. Большинство галактик входят в подобные сверхскопления, а наша собственная Галактика находится в сверхскоплении Девы, центр которого расположен почти в 60 миллионах световых лет от нас.

Поскольку сверхскопления такие большие и массивные, почти все вещество во Вселенной входит в какое-нибудь скопление. А значит, если мы сумеем взвесить сверхскопления галактик, а затем оценить общую плотность таких сверхскоплений во Вселенной, то получим возможность «взвесить Вселенную» вместе с темным веществом. А потом на основе уравнений общей теории относительности мы определим, достаточно ли у нас вещества, чтобы Вселенная замкнулась.

Пока все неплохо, но как взвесить объекты с габаритами в десятки миллионов световых лет? Проще простого. У нас же есть гравитация.

В 1936 году Альберт Эйнштейн по совету астронома-любителя Руди Мандла опубликовал в журнале «Science» заметку под названием «Линзоподобное действие звезды при отклонении света в гравитационном поле». В этой краткой статье Эйнштейн рассказал о примечательном явлении: само пространство может действовать как линза, искривлять и усиливать свет, в точности как линзы в моих очках для чтения.

В 1936 году нравы в научном сообществе были куда как мягче, и интересно читать, как неформально начинает Эйнштейн свою статью, опубликованную, между прочим, в авторитетном научном журнале: «Некоторое время тому назад меня навестил Р. Мандл и попросил опубликовать результаты небольшого расчета, который я провел по его просьбе. Уступая его желанию, я решил опубликовать эту заметку» (пер. А. Базя, Л. Пузикова и А. Сазыкина). Не исключено, что подобный разговорный тон не возбранялся одному только Эйнштейну, но мне приятнее полагать, что это просто продукт эпохи, когда научные результаты не всегда облекались в слова, недоступные пониманию простых смертных. Так или иначе, то, что свет описывает искривленные траектории, если само пространство искривляется в присутствии вещества, стало первым значительным прогнозом общей теории относительности и открытием, которое, как я уже упоминал, принесло Эйнштейну международную славу. Поэтому, возможно, не стоит удивляться, что, как было недавно обнаружено, еще в 1912 году, то есть задолго до того, как Эйнштейн завершил работу над общей теорией относительности, он пытался найти какое-то доступное наблюдениям явление, которое убедило бы астрономов в его правоте, и проделал практически те же вычисления, что и были изложены по просьбе мистера Мандла в статье 1936 года. Быть может, тогда, в 1912 году, он не стал публиковать свои расчеты, потому что пришел к тому же выводу, что и в статье 1936 года: «Конечно, нельзя надеяться на то, что удастся прямо наблюдать это явление». Более того, изучая его заметки обоих периодов, нельзя сказать с уверенностью, что он вообще помнил, что двадцать четыре года назад подсчитывал то же самое.

Зато он в обоих случаях прекрасно понимал, что искривление света в гравитационном поле может означать, что если яркий объект расположен далеко позади скопления массы, то свет, идущий от него в разные стороны, может огибать это скопление массы и сходиться снова, в точности как при прохождении сквозь обычную линзу, и тогда либо первоначальный объект окажется увеличен, либо получится несколько копий его изображения, причем некоторые из них будут искажены (см. рисунок ниже).

Когда Эйнштейн рассчитал, как повлияет на изображение далекой звезды расположенная поблизости звезда, эффект оказался таким маленьким, что его, похоже, было и вовсе не измерить, вот почему Эйнштейн и сделал в статье такую оговорку – что едва ли удастся когда-нибудь это пронаблюдать. В результате Эйнштейн заключил, что его статья не имеет особой практической ценности. Вот как он писал об этом в письме редактору «Science»: «Позвольте также поблагодарить вас за содействие в публикации заметки, которую выжал из меня мистер Мандл. Пользы от нее никакой, зато бедняге будет приятно».

Однако Эйнштейн не был астрономом – а нужен был именно астроном, чтобы разобраться, что эффект, который он предсказал, можно не просто измерить, но еще и извлечь из него пользу. Для этого понадобилось оценить эффект гравитационной линзы, который оказывают на далекие объекты гораздо более крупные системы – галактики и даже скопления галактик, поскольку линзирование звезд звездами и правда слишком слабо. Не прошло и нескольких месяцев после выхода в свет заметки Эйнштейна, как блистательный астроном из Калифорнийского технологического института Фриц Цвикки опубликовал в журнале «Physical Review» статью, в которой показал, как применить на практике именно такие наблюдения (тем самым он косвенным образом упрекнул Эйнштейна за то, что тот думал только о звездах и не сообразил, какими мощными гравитационными линзами могут служить галактики).

Цвикки славился вспыльчивым характером, зато далеко опережал свое время. Он еще в 1933 году оценил относительное движение галактик в скоплении Волос Вероники и на основании законов Ньютона определил, что галактики движутся так быстро, что должны были бы разлететься в стороны, и тогда скопление распалось бы, а следовательно, массы в этом скоплении гораздо больше – в сто с лишним раз – чем накопилось бы за счет одних только звезд. Поэтому Цвикки по праву можно считать первооткрывателем темной материи, хотя в то время его авторитет был так велик, что большинство астрономов, скорее всего, считали, что должно найтись какое-то другое объяснение его результатам, не такое экзотическое.

Одностраничная статья Цвикки в 1937 году была столь же замечательной. Он предложил три различных применения для гравитационного линзирования: (1) проверка общей теории относительности, (2) использование промежуточных галактик в качестве своего рода телескопа, чтобы увеличить более отдаленные объекты, которые иначе были бы невидимыми для телескопов на Земле, и, самое главное, (3) решение тайны, почему скопления, по всей видимости, весят больше, чем может обеспечить видимая материя: «Наблюдения отклонения света вокруг туманностей может дать нам возможность наиболее прямо определять их массы и прояснить вышеупомянутое расхождение».

Работе Цвикки уже семьдесят четыре года, но между тем она читается как современный проект использования гравитационного линзирования для исследования Вселенной. Действительно, все предложенное им свершилось, и последнее его предложение самое примечательное из всех. Гравитационное линзирование далеких квазаров промежуточными галактиками было впервые обнаружено в 1987 году, а в 1998 году, через шестьдесят один год после того, как Цвикки предложил взвешивать туманности, используя гравитационное линзирование, с его помощью определили массу большого скопления.

В том же году физик Тони Тайсон с коллегами из ныне несуществующей Bell Laboratories (с такими титулованными представителями и такими Нобелевскими традициями великой науки, от изобретения транзистора до открытия космического микроволнового фонового излучения) наблюдали удаленное большое скопление, колоритно обозначенное CL 0024 + 1654, расположенное примерно в 5 млрд. световых лет от Земли. На этом красивом изображении с космического телескопа Хаббл можно видеть яркий пример сложного изображения далекой галактики, расположенной еще на 5 миллиардов световых лет позади скопления, как сильно искаженные и удлиненные изображения среди большей частью шарообразных галактик.

Взгляд на эту картинку дает пищу для воображения. Во-первых, каждое пятнышко на этом фото — это галактика, а не звезда. В каждой галактике содержится, возможно, 100 миллиардов звезд, а с ними, вероятно, сотни миллиардов планет, и, возможно, давно исчезнувших цивилизаций. Я говорю давно исчезнувших, потому что изображению 5 миллиардов лет. Свет был излучен на 500 миллионов лет раньше, чем сформировались наше Солнце и Земля. Многие из звезд на фото больше не существуют, исчерпав свое ядерное топливо миллиарды лет назад. Кроме того, искаженные изображения как раз показывают, что то, что утверждал Цвикки, было возможно. Большие искаженные изображения слева от центра — сильно увеличенные (и удлиненные) версии этой далекой галактики, которой в противном случае, вероятно, не было бы видно вообще.

Отмотать пленку назад от этой фотографии, чтобы определить соответствующее распределение масс в скоплении — сложная и запутанная математическая проблема. Чтобы это сделать, Тайсон должен был построить компьютерную модель скопления и проследить лучи от источника через скопление во всех возможных направлениях, используя законы общей теории относительности, чтобы определить закономерные пути, пока они не будут лучше всего соответствовать наблюдениям исследователей. Когда всё утряслось, Тайсон с сотрудниками получили графическое изображение, которое показало, где именно располагалась масса в этой системе, изображенной на исходной фотографии.

Есть кое-что странное в этом изображении. Пики на графике представляют расположение видимых галактик на исходной фотографии, но большая часть массы системы находится между галактиками, распределенная плавным и темным образом. Масса между галактиками в системе фактически более чем в 40 раз превышает массу, содержащуюся в видимой материи (она в 300 раз больше, чем масса, содержащаяся в звездах, вместе с остальной видимой материей в горячем газе вокруг них). Темная материя, очевидно, не ограничивается галактикой, но еще и преобладает в скоплениях галактик.

Физики, занимающиеся элементарными частицами, как я, не были удивлены, обнаружив, что темная материя также доминирует в скоплениях. Несмотря на то, у нас не было ни малейших прямых доказательств, все мы надеялись, что количества темной материи было достаточно, чтобы привести к плоской Вселенной, а это означало, что во Вселенной должно было быть более чем в 100 раз больше темной материи, чем видимой.

Причина была проста: плоская вселенная является единственной математически красивой вселенной. Почему? Сейчас поясню.

Достаточно или нет темной материи для создания плоской вселенной, наблюдения, вроде тех, что получены гравитационным линзированием (напомню, что гравитационное линзирование получается в результате локального искривления пространства вокруг массивных объектов; форма Вселенной определяется глобальной средней кривизной пространства, без учета локальной ряби вокруг массивных объектов) и более поздние наблюдения в других областях астрономии подтвердили, что общее количество темной материи в галактиках и скоплениях намного превышает то, которое учитывается при расчетах нуклеосинтеза Большого Взрыва. Мы сейчас практически уверены, что темная материя — существование которой, я повторяю, было независимо подтверждено в целом ряде различных астрофизических вещей, от галактик до скоплений галактик — должна быть сделана из чего-то совершенно нового, чего-то, чего при нормальных условиях на Земле не существует. Это такой материал, который не является звездным либо земным материалом. Но это кое-что!

Эти ранние заключения о темной материи в нашей Галактике породили целую новую область экспериментальной физики, и я рад сказать, что я сыграл определенную роль в ее развитии. Как я уже упоминал выше, частицы темной материи существуют вокруг нас — в комнате, где я печатаю, так же как и «там», в космосе. Следовательно, мы можем проводить эксперименты по поиску темной материи и нового типа элементарной частицы или частиц, из которых она состоит.

Эксперименты ведутся в шахтах и тоннелях глубоко под землей. Почему под землей? Потому что на поверхности Земли нас регулярно бомбардируют всякие космические лучи, от Солнца и гораздо более дальних объектов. Поскольку темная материя, по самой своей природе, не проявляет электромагнитного взаимодействия, чтобы создавать свет, мы предполагаем, что она взаимодействует с нормальной материей чрезвычайно слабо, так что ее будет чрезвычайно трудно обнаружить. Даже если нас каждый день бомбардируют миллионы частиц темной материи, большинство из них проходит через нас и Землю, даже не «зная», что мы здесь, и не замечая нас. Таким образом, если вы хотите обнаружить проявления очень редких исключений из этого правила, частицы темной материи, которые все-таки отскакивают от атомов вещества, то вам лучше приготовиться регистрировать очень редкие и нечасто случающиеся события. Только под землей вы достаточно защищены от космических лучей, чтобы это было возможно даже в принципе.

Однако пока я это пишу, появляется не менее захватывающая возможность. Как раз сейчас запускают Большой адронный коллайдер поблизости Женевы, Швейцария, крупнейший и самый мощный в мире ускоритель элементарных частиц. Но у нас есть много оснований считать, что при очень высоких энергиях столкновений протонов в этом устройстве будут воссозданы условия, аналогичные тем, что были в очень ранней Вселенной, хотя лишь в микроскопически малых областях. В таких областях те же взаимодействия, которые в очень ранней Вселенной, возможно, впервые создали то, что в настоящее время является частицами темной материи, сейчас могут создавать подобные частицы в лаборатории! Таким образом, сейчас проходит большая гонка. Кто первым обнаружит частицы темной материи: экспериментаторы глубоко под землей или экспериментаторы на Большом адронном коллайдере? Хорошей новостью является то, что, если одна группа выиграет гонку, никто не проиграет. Мы все выиграем, изучая то, что в действительности представляет собой элементарное вещество материи.

Несмотря на то, что описанные мной астрофизические исследования не раскрыли природу темной материи, они говорят нам, как долго она существует. Окончательный, прямой расчет общего количества материи во Вселенной был выполнен на основе гравитационных измерений линзирования, вроде тех, что я описал, в сочетании с другими наблюдениями рентгеновского излучения из скоплений. Независимые подсчеты общей массы скоплений возможны потому, что температура газа в скоплениях, производящих рентгеновские лучи, связана с общей массой системы, из которой они излучаются. Результаты оказались неожиданными, и, как я уже упоминал, разочаровывающими для многих из нас, ученых. Поскольку, когда все прояснилось, в прямом и переносном смысле, общая масса галактик и скоплений, и вещества вокруг них, была оценена примерно в 30 процентов от общего количества массы, необходимой, чтобы привести к образованию плоской Вселенной сегодня. (Заметьте, что это более чем в 40 раз больше массы, которая могла бы считаться видимой материей, что, следовательно, составляет менее 1 процента от массы, необходимой для образования плоской вселенной.)

Эйнштейн был бы поражен, узнав, что его «небольшая публикация» в конечном счете была далеко не бесполезной. Дополненный новыми замечательными инструментами экспериментов и наблюдений, открывшими нам новые окна в космос, новыми теоретическими разработками, которые бы поразили и восхитили Эйнштейна, и открытием темной материи, которое, наверняка, подняло бы его кровяное давление, маленький шаг Эйнштейна в мир искривленного пространства, в конечном счете, превратился в гигантский скачок. В начале 1990-х годов Святой Грааль космологии, по-видимому, был обретен. Наблюдениями было установлено, что мы живем в открытой Вселенной, которая поэтому будет расширяться вечно. Или нет?