25. Темная материя, спасительная и неуловимая

Здесь на сцену вышла темная материя. Примерно в то же время стало ясно, что галактики существенно тяжелей, чем составляющие их звезды, газ и пыль. В галактиках есть что-то еще, поскольку они вращаются слишком быстро — требуется большая масса, чтобы своим тяготением уравновесить центробежную силу. Появился даже кандидат на роль темной материи — нейтрино. Если у нейтрино есть небольшая масса, то реликтовые нейтрино, подобные реликтовым фотонам, но уже медленные из-за своей массы, могут скапливаться в галактиках и делать их тяжелее. Как раз к месту появился и экспериментальный результат, дававший массу нейтрино около 30 эВ — даже больше, чем требовалось. Как выяснилось, результат этот был неверным, но мысль о массивном нейтрино продолжала носиться в воздухе — она, по крайней мере, смягчала кризис.

Если у нейтрино есть масса, например 10 эВ, то во времена рекомбинации газ нейтрино составлял большую часть массы Вселенной. И что важно, нейтрино были уже медленными еще задолго до рекомбинации. Гравитационная неустойчивость на большом масштабе неоднородностей начала работать для них раньше, чем для обычного вещества (нейтрино очень слабо взаимодействуют и распространяются во Вселенной свободно начиная с первых секунд после Большого взрыва). Поэтому к моменту рекомбинации они могли создать большие ямы гравитационного потенциала (в пересчете на современную Вселенную — 20 мегапарсек и больше), куда потом «стечет» обычное вещество, образовав крупномасштабную структуру. С помощью нейтрино удавалось свести концы с концами, если первичные неоднородности, запечатлевшиеся в реликтовом излучении, оставались на уровне одной десятитысячной. Но этот уровень был уже пройден — на нем не обнаружилось никакой анизотропии!

Выход мог быть лишь один: темная материя состоит из неизвестных частиц, почти не взаимодействующих с обычным веществом, скорее всего, гораздо более тяжелых, чем нейтрино, и более тяжелых, чем протоны. Нужно, чтобы в первые минуты Вселенной они уже были медленными. Подобная темная материя получила название «холодной». В этом случае контраста начальных неоднородностей чуть больше, чем 10^-5, хватает, чтобы к моменту рекомбинации темная материя успела «скомковаться» до контраста 10^-3, необходимого для образования галактик. Обычное вещество потом потянется за темной материей. При этом сеть каустик, о которой шла речь выше, формируется именно темной материей, и лишь потом обычная ба-рионная материя стягивается в эту сеть и подсвечивает ее образовавшимися звездами. Так и возникает крупномасштабная структура.

_{25.1. Центральная часть массивного скопления галактик Abell 1689. Голубые дуги — изображения галактик, находящихся за скоплением, растянутые и усиленные из-за эффекта гравитационного линзирования. С помощью подобных дуг измеряют массу скопления и даже распределение массы по его площади. Из этих оценок видно, что для объяснения огромной массы скопления не обойтись без темной материи, количественно превосходящей обычную в несколько раз.}

Получается так: первичные неоднородности (их происхождение обсуждается ниже) имели амплитуду 5·10^-5 (современная оценка) — как в темной, так и в обычной материи. До эпохи рекомбинации обычная материя осталась с тем же контрастом — в ней слишком большое радиационное давление и нет условий для развития гравитационной неустойчивости. А в холодной темной материи условия есть! Поэтому до эпохи рекомбинации она могла увеличить свой контраст почти на два порядка. Но не больше — на большее не хватает времени. Выходит, первичные неоднородности, а значит, и неоднородности обычного вещества к моменту рекомбинации и анизотропия реликтового излучения (которые близки по величине) не могут иметь контраст меньше, чем 10^-5! Это противоречило бы факту формирования галактик. Анизотропия 10^-5 (которая традиционно обозначается как дисперсия температуры излучения ?Т/Т) была последним рубежом, дальше которого теория не могла отступать — за этим рубежом начиналась мистика. А из заявлений команды РАТАН-600 следовало, что этот рубеж уже пройден. Перед космологией как наукой замаячила суровая проблема. Почва уходила из-под ног: мы видим галактики и их скопления, точно знаем, как эволюционируют неоднородности, но не видим того, из чего они должны развиваться. Казалось, еще немного — и останется только развести руками: космология как наука не работает — никто ничего не понимает.

Проблема рассосалась к концу 1980-х, началу 1990-х годов. Серия экспериментов в космосе («Реликт», СОВЕ) показала, что неоднородности реликтового излучения существуют, и их амплитуда как раз порядка 10^-5, чуть выше. Наука выстояла!

Что касается данных РАТАН-600, то, похоже, просто произошла некоторая путаница в определениях величин. Сейчас видно, что РАТАН-600 не мог достигнуть уровня 10^-5 — этому препятствовали существующие фоны галактического происхождения и аппаратные шумы.

Тем не менее, напряженность, вызванная долгим ожиданием открытия анизотропии реликтового излучения (в которую внес свою лепту РАТАН-600), сыграла большое значение, приведя теоретиков в тонус, заставив их как следует продумывать модель холодной темной материи. В частности, поэтому обнаружение анизотропии реликтового излучения было встречено во всеоружии.

В существовании темной материи не сомневается почти никто из ученых: она очень нужна в космологии и астрономии, причем ставит всё на свои места. Известно, сколько ее, примерно известно, какими свойствами она должна обладать. Но в современной физике частиц темная материя остается загадкой. В стандартной модели элементарных частиц нет ничего похожего на темную материю. Дело в том, что она требует новой физики. Есть теории, имеющие статус гипотез, где такие частицы существуют. В принципе, темная материя может быть найдена, если она хоть как-то связана с обычной. Если она, пускай слабо, взаимодействует с обычными частицами, то ее можно зарегистрировать в больших детекторах, расположенных глубоко под землей. В других экспериментах пытаются обнаружить поток нейтрино из центра Земли или от Солнца — частицы темной материи могут скапливаться там под действием тяготения и аннигилировать друг с другом, рождая нейтрино. Пока ничего не нашли.

_{25.2. Столкновение двух скоплений галактик. Наложены три изображения: оптическое (галактики), рентгеновское (розовый цвет — горячий газ) и реконструкция распределения массы (синий цвет), сделанная с помощью гравитационного линзирования. Галактики с их звездами свободно прошли друг через друга и с ними — облака темной материи, в которых заключена основная масса (два синих облака). А газ скоплений, который по массе на порядок превосходит звезды галактик, неупруго провзаимодействовал -облака газа отстали от своих скоплений}

Если темная материя распадается на обычные частицы, в частности, на гамма-кванты, то последние можно обнаружить в космосе. Уже было несколько не подтвердившихся заявлений по этому поводу:

• Утверждалось, что вклад от распада темной материи видят в данных космического гамма-телескопа EGRET, но потом выяснилось, что это результат неправильного учета свойств детектора.

• Утверждалось, что космический спектрометр PAMELA регистрирует избыток позитронов, каковой объясняется распадом темной материи, но оказалось, что позитроны неплохо объясняются и обычными астрофизическими источниками.

• Утверждалось, что космический гамма-телескоп «Ферми» «увидел» особенность в спектре электронов больших энергий. Но после тщательной калибровки инструмента особенность «рассосалась».

• Наконец, в данных «Ферми» нашли пик в спектре гамма-квантов высоких энергий, летящих от центра нашей Галактики. Это приписали аннигиляции частиц темной материи. Уже вышли десятки, если не сотни работ на это тему. Автор недавно (в январе 2013 года) собственноручно проверил этот пик по открытым данным — вместо того, чтобы стать более значимым за последний год наблюдений, пик этот тоже практически «обнулился». То есть это была статистическая флуктуация.

Таким образом, темная материя пока старательно ускользает от нас.