Мы уже рассматривали в главе 16, как Ян Оорт, основываясь на динамических вычислениях, пришел к выводу о существовании в Галактике и ее окрестностях большого количества невидимого вещества. Десятью годами ранее Джинс выразил мнение, что в Галактике на каждую яркую звезду приходится по три темных; Каптейн тоже говорил о темной материи, хотя не придавал ей особого значения. Мы уже видели, как в середине 1930‐х гг. Цвикки и Синклер Смит пришли к убеждению о преобладании темной составляющей в галактиках. В 1939 г. американский астроном Хорес У. Бэбкок защитил докторскую диссертацию в Ликской обсерватории, установив корреляцию между скоростями вращения и положениями объектов в галактике М31. Он получил такое большое расхождение между значениями ее массы и отношением масса-светимость по сравнению с аналогичными значениями для нашей Галактики (принятыми на тот момент), что ему рекомендовали не публиковать своих результатов, но направление его работы совпадало с направлением Синклера Смита: массы галактик были очевидным образом гораздо больше, чем массы, выведенные из их светимостей. Критика, высказанная на съезде Американского астрономического общества в адрес Бэбкока, оказалась настолько суровой, что оставшуюся часть своей карьеры он посвятил исключительно солнечной астрономии.

В ходе и сразу же после Второй мировой войны к этим нескольким сообщениям о «недостающей массе» не было добавлено почти ничего нового, но оценочное значение массы Галактики постепенно росло, и к 1960‐м гг. многим астрономам становилось все более очевидным (хотя оставались и несогласные), что богатые скопления галактик связаны огромным количеством темной материи, во много раз превышающим наблюдаемую, и что то же самое можно сказать о сверхскоплениях галактик. Зарождающееся новое самостоятельное научное направление постепенно пополнялось другим наблюдательным материалом. Бо́льшая его часть была ориентирована скорее на исключение кандидатов на роль скрытой массы, чем на выявление ее носителей. По-прежнему существовала значительная группа скептиков, часть которых сомневались в точности проведенных наблюдений, другие были готовы оспаривать аксиому, что все области Вселенной расширяются из некоего первоначального состояния одинаковым образом, а третьи предлагали хитроумные модификации теории гравитации Эйнштейна. В 1983 г. израильский физик Мордехай Милгром предложил модифицированный ньютоновский закон обратных квадратов (закон гравитации) в качестве возможной альтернативы гипотезе скрытой массы. Его теория МОНД (модифицированная ньютоновская динамика) получила определенную поддержку главным образом среди тех, кто отказывался признавать превосходство теории Эйнштейна над теорией Ньютона в силу гораздо более широких соображений. Несколько астрономов были готовы повернуть время вспять.

Совсем другая серия доводов исходила из потребности дать объяснение самому факту существования галактик и их скоплений. Почему звезды не заполняют равномерно огромные области пространства, а концентрируются в скоплениях, состоящих из многих сотен галактик? (Это отдаленно напоминает вопрос, который Бентли задавал Ньютону.) Должны ли мы искать истоки современной ситуации во флуктуациях, которые уже присутствовали во Вселенной в первые мгновенья ее существования? Несмотря на признание невероятной сложности объяснения происхождения существующих структур, все соглашались с тем, что правдоподобные теоретические модели гораздо легче получить с темной материей, чем без нее. А путем выдвижения отдельных гипотез о природе этого загадочного вещества, и затем проверкой предложенных моделей наблюдениями, в принципе, можно пролить свет на истинность той или иной гипотезы. Этот подход стал еще более привлекателен с изобретением мощных компьютеров, хотя большинство астрономов полагают: лучший способ поверить – это увидеть. Теоретики же наибольшее внимание уделяли роли черных дыр. Предположение о том, что темная материя – это остатки давно умерших массивных звезд, сталкивалось с некоторыми трудностями: они должны были оставить после себя гораздо больше углерода, кислорода и железа, чем это обнаруживается на самом деле. Удалось предложить способ обойти эту дилемму: в крайне массивных звездах может произойти взрыв, направленный внутрь, и продукты взрыва поглотятся черной дырой. То, что формирование звезд с массами, в сотни раз превышающими массу Солнца, не наблюдается сегодня, требует выдвижения дополнительных гипотез о возможности их существования в отдаленном прошлом. Это отнюдь не обескуражило сторонников указанной идеи, а в 1980‐х гг. к этим остаткам в качестве наиболее вероятного кандидата на роль темной материи добавились коричневые карлики.

К 1990‐м гг. образовалось несколько групп, сфокусировавшихся на проблеме темной материи. В целом с тех пор сложилось два магистральных направления ее решения. Одно из них заключалось в поиске групп объектов под названием MACHO («мачо») – общий термин, охватывающий черные дыры, нейтронные звезды, коричневые карлики или даже белые карлики, а также очень тусклые красные карлики. Действительно, внести свой вклад в решение проблемы темной материи может почти любое обычное (барионное) вещество, не излучающее свет. Это название является акронимом выражения Massive Compact Halo Object (массивные компактные объекты гало), оно было впервые употреблено для обозначения темной материи в галактических гало.

В 1990‐х гг. некоторых центры, производившие поиск MACHO, начали использовать микролинзирование – гравитационное линзирование, производимое не большими сосредоточениями масс в галактиках или галактических скоплениях, а малыми объектами. В Чили французская группа искала их в гало, в то время как польская группа, работавшая в другой чилийской обсерватории, искала эффекты линзирования в направлении центра галактики. Самую инициативную группу возглавлял Чарльз Р. Олкок, британский астроном, работавший в Ливерморской национальной лаборатории им. Лоуренса в Калифорнии. Олкок знал о передовых технологиях, позволявших одновременно следить за движением множества быстродвижущихся объектов, благодаря тому факту, что Ливерморская лаборатория участвовала в программе Звездных войн президента Рейгана. Эта команда подключила мощные компьютеры к самым большим цифровым камерам того времени, используемым в астрономии. Система обработки изображений была установлена на Большом Мельбурнском телескопе в Канберре (Австралия) – восстановленном инструменте, имеющем столетнюю историю. Вообще говоря, сотрудничество в целях поиска MACHO являлось типичным примером превосходного нового стиля аккумуляции международных ресурсов, нацеленного исключительно на интеллектуальную отдачу. На сей раз не было никаких Звездных войн; сотрудничество строилось на взаимодействии австралийских специалистов по компьютерной технике и астрономов, а также физиков из австралийской обсерватории Маунт-Стромло, Европейской южной обсерватории, университетов США, Канады и Великобритании и, конечно, Ливермора.

С помощью самого современного оборудования они имели возможность получать изображения и измерять яркость примерно 600 000 звезд одновременно, а со временем это число выросло до двух миллионов. Данные по микролинзированию собирались в течение восьми лет, начиная с 1993 г. В числе первых положительных результатов были изображения микролинзирования, произведенные объектами из гало нашей Галактики, они искривляли лучи света, идущие от звезд Большого Магелланова Облака, когда оказывались в точности на луче зрения звезды. В зависимости от массы MACHO и его расстояния от нас, период усиления блеска далекой звезды может длиться дни, недели или месяцы. На деле, не прошло и года, как исследовательская группа провела наблюдение, обычно рассматриваемое в качестве первого неоспоримого доказательства существования темной материи. За восемь лет они зарегистрировали более 400 событий линзирования, но в ходе этой работы становилось все более очевидным, что MACHO – это лишь малая часть всей темной материи Галактики.

Согласно одному из их утверждений, обнаруженный уровень проявления микролинзирования достаточно высок для того, чтобы приписать по меньшей мере 20 процентов темной материи Галактики объектам MACHO с массами порядка 0,5 солнечной массы. Такое значение массы предполагало, что подобными объектами могли бы быть белые или красные карлики, но поскольку они все же излучают свет, их можно было бы обнаружить с помощью космического телескопа «Хаббл», однако это сделать не удалось. Другая группа – проект EROS2, – обладавшая более чувствительным оборудованием, не смогла подтвердить заявленное количество событий микролинзирования. Телескоп «Хаббл» показал, что около 6 процентов гало нашей Галактики состоит из коричневых карликов. Проблема недостающей массы очевидным образом не могла быть полностью разрешена никакими из указанных типов MACHO. Это само по себе оказалось важным открытием, но коллективу можно было поставить в заслугу и два других важных результата. Распределение MACHO, зарегистрированное ими в направлении центра Галактики, предоставило новые количественные данные, внесшие вклад в пересматриваемую схему спиральной структуры Галактики. Однако, по всей видимости, наиболее впечатляющим достижением этого коллектива стал громадный массив количественных данных по переменным звездам, во много раз превышающий весь объем собранного другими астрономами на протяжении всей истории.

В тот же период к доводам, следующим из наблюдений, добавились космологические аргументы, поставившие под сомнение вероятность того, что поиск обычного барионного вещества способен исчерпывающим образом решить проблему темной материи. (Барионы – это класс субатомных частиц, включающий протоны, нейтроны и некоторые неустойчивые, более тяжелые частицы, называемые гиперонами. Этот термин произошел от греческого слова «тяжелый», какими и являются указанные частицы по сравнению с частицами других основных групп в физике элементарных частиц. Барионы участвуют в сильном ядерном взаимодействии и подчиняются принципу запрета Паули.) Предполагалось, что в первые минуты существования Вселенной все имеющиеся барионы принимали участие в ядерных реакциях, в результате чего появились водород, гелий и литий, наблюдаемые сегодня в самых старых звездах. Однако расчетное значение задействованных барионов (как следует из наблюдений современной распространенности элементов) недостаточно для объяснения наблюдаемой динамики галактик и их скоплений. Отчасти по этой причине некоторые космологи отказались видеть в этих и других типах MACHO, вроде черных дыр, нейтронных звезд и коричневых карликов представителей темной материи и начали более подробно развивать прежние рассуждения о существовании разнообразных экзотичных частиц.

После 1979 г., когда В. А. Любимов из Москвы заявил, что измерил массу нейтрино, все внимание было на какое-то время приковано к этим частицам. Масса покоя нейтрино, как считалось прежде, равна нулю, а потому оказываемое им гравитационное воздействие незначительно. Хотя величина, полученная Любимовым, оказалась очень мала, тот факт, что на каждый атом Вселенной приходятся сотни миллионов нейтрино, означал следующее: к ним следует отнестись серьезно, и они продолжали привлекать внимание даже после того, как результаты Любимова были опровергнуты или по меньшей мере пересмотрены. Привлекательность нейтринной гипотезы заключалась в том, что эти частицы движутся очень быстро, и с их помощью можно объяснить сглаживание любых неоднородностей, которые могли бы иметь место в распределении остальной материи на самых ранних стадиях существования Вселенной. Двигаясь с высоким разбросом скоростей, они позволяют получить решение «горячей темной материи» (ГТМ) для образования галактик: нейтрино зарождаются в плотных областях, но флуктуации, сглаживаемые их движением, обладают меньшим масштабом, чем сверхскопления. Затем последние раздробляются на галактики. Этому варианту противопоставляется вариант «холодной темной материи» (ХТМ), в котором все эволюционирует в сторону иерархического роста. Наблюдения оказались неблагосклонны к ГТМ. Они показали, что скопления с большими красными смещениями, то есть относящиеся к более отдаленному прошлому, – редки. Вследствие этого с конца 1980‐х гг. все внимание было обращено к теориям ХТМ.

Не только нейтрино привлекало к себе всеобщее внимание. В разные времена предлагалось более двадцати видов других частиц. Многие из них – целиком гипотетические, и большая их часть обладала необычными названиями и свойствами, которые невозможно охарактеризовать вкратце. В их числе были бино и дино, инфлатоны и преоны, фотино и глюино, хеджхоги и космионы и дюжины других частиц со столь же образными названиями, причем некоторые из них являлись синонимами, а это сильно запутывало дело. Многие из этих частиц собирательно обозначили общим названием WIMPs («вимпы»). (Не следует упускать из виду – акронимы MACHO и WIMP дополняют друг друга. WIMP является более ранним термином.)

Чтобы считаться WIMP, требуется обладать определенными базовыми характеристиками. WIMP (Weaky Interacting Massive Particles – слабовзаимодействующие массивные частицы) – это (если они вообще существуют) частицы, участвующие в слабом ядерном и гравитационном взаимодействиях, а также, возможно, в других слабых взаимодействиях, но не участвуют в электромагнитном взаимодействии. Последнее требование гарантирует то, что их невозможно «увидеть» непосредственно, то есть в обычных электромагнитных диапазонах – визуальном, радио– и т. д. Поскольку мы обладаем возможностью более или менее непосредственно выявлять их по сильному взаимодействию с ядрами, от них требуется также не участвовать в сильном ядерном взаимодействии. По сравнению с обычными частицами, они должны обладать большими массами или быть чрезвычайно многочисленными – первостепенное значение имеет их огромный вклад в массу Вселенной. Поскольку они темные, невидимые и не взаимодействуют с обычной материей, их большая масса должна обеспечивать им относительно медленное движение, а значит и низкую температуру. (Подобная теория ХТМ является более перспективной для решения указанной проблемы, чем ГТМ, отклоненная в силу несовместимости со структурой, образуемой галактиками в большом масштабе.)

Поскольку WIMP могут взаимодействовать с прочей материей только гравитационными и слабыми силами, их очень трудно обнаружить. То, каким образом решается вопрос обнаружения, зависит от частных подробностей используемой теоретической модели. В каждой модели, как правило, есть множество вариантов, поэтому не может идти и речи о том, чтобы начать перечислять здесь все эти теории, не говоря уже о разборе их содержания. (Эта тема является одной из наиболее активно разрабатываемых в современной астрономии, и каждый год ей посвящаются сотни научных публикаций.) Было выдвинуто много предложений относительно астрофизической и экспериментальной проверки, и кое-какая работа уже началась. Например, предполагается, что захват WIMP Солнцем или аннигиляция их в недрах Земли порождают другие частицы, включая нейтрино, которые, в свою очередь, могут быть зарегистрированы такими инструментами, как японский детектор Супер-Камиоканде (см. об этом выше на с. 822). Проходят апробацию и другие технические приемы, включая использование сцинтиллирующего вещества, способного производить световые импульсы, если какой-нибудь атом испытает воздействие WIMP. Один из таких детекторов построен в Италии, и уже сделаны предварительные заявления о том, что ожидаемые типы сигналов зарегистрированы, но они не были подтверждены другими группами исследователей.

Удалось открыть другой подход, кардинальным образом отличавшийся от описанных выше. Он основывался на допустимой теории формирования галактик и определенном типе (или комбинации типов) темной материи, отвечающем ее требованиям. В начале 2006 г. коллектив Института астрономии в Кембридже, возглавляемый Джерри Гилмором, объявил о новых находках, потребовавших пересмотра многих прежних предположений, даже тех, которые касались образования галактик. Использовав данные нескольких самых больших телескопов, включая телескоп VLT в Чили, указанная группа исследователей изготовила подробные трехмерные карты двенадцати карликовых сфероидальных галактик, расположенных вблизи нашей Галактики, для того чтобы, используя движения входящих в них звезд, количественно оценить распределение и массу темной материи внутри и вокруг этих галактик. Некоторые из полученных результатов оказались абсолютно неожиданными.

Выяснилось, что количество темной материи в указанных галактиках примерно в четыреста раз превышает количество обычной. Еще более удивительной оказалась скорость частиц темной материи – около 9 километров в секунду, что эквивалентно температуре порядка 10 000 К. Если эти сведения подтвердятся, то существование такой горячей темной материи повлияет на механизмы образования галактик и их скоплений, создавая более благоприятные условия для формирования крупных, а не малых галактик. Согласно существовавшему до этого наиболее распространенному мнению, этот вопрос следовало рассматривать иначе. Вблизи от центра карликовой сфероидальной галактики в созвездии Малая Медведица указанная группа исследователей обнаружила группу медленно движущихся звезд, интерпретировав их как остатки шарового скопления. Согласно получившей самую широкую поддержку космологической модели ΛCDM (Lambda Cold Dark Matter – лямбда-член и холодная темная материя), плотность темной материи должна быстро расти в направлении галактического центра, что в данном случае должно привести к рассеиванию указанного звездного скопления.

До того как были определены внешние границы этих карликовых галактик, их общая масса оставалась неизвестной, но первые признаки (основанные на медленном движении наиболее удаленных звезд в галактиках) были таковы, что темная материя не простирается далеко за их пределы, как об этом думали ранее. Другой вывод этого исследования состоял в следующем: наша Галактика обладает гораздо большей массой, чем считалось ранее, и теперь ее следует квалифицировать как самую большую галактику в Местной группе – больше, чем галактика М31 в Андромеде. Мы недооценивали своей весомости.