Вселенская строительная масса

Природу загадочной «тёмной материи», которой во Вселенной в 10 раз больше, чем обычного вещества, могут раскрыть скучные наблюдения за маломассивными звёздами. Обнаружение реликтовых звёзд-карликов также поможет объяснить, откуда взялись гигантские чёрные дыры в центрах галактик, в том числе нашей.

Астрономам давно известно, что нашей Вселенной очень не хватает вещества. В том смысле, что галактики движутся друг вокруг друга так, будто их масса в десятки раз превосходит суммарную массу всех звёзд, газа, пыли и прочих составляющих, которые мы видим. Отсюда может быть два вывода – либо известные нам законы тяготения неверны, либо помимо видимого вещества есть и ещё что-то. Большинство физиков и астрономов склонны выбрать второй вариант.

Это «невидимое что-то» принято называть скрытой массой, или «тёмной материей», как последнее время переводят английское словосочетание the dark matter.

Что физически представляет собой скрытая масса, никто не знает, и в отсутствие наблюдательных данных поток предположений о природе этой загадочной субстанции над нашими головами сдерживает только моральный закон внутри нас. Основным моральным законом в таких случаях является принцип «бритвы Оккама» – не следует умножать сущностей сверх необходимости. Например, не существует наблюдательных причин, позволяющих исключить, что тёмное вещество состоит, скажем, из почерневших от времени бронзовых бюстов Владимира Ильича Ленина. Тем не менее, постулировать существование вселенской расы его почитателей пока нет необходимости, так что этот вариант отпадает.

Впрочем, астрономам и не очень нужно умножать сущности – в физике элементарных частиц есть немало кандидатов, которые предсказываются то одной, то другой теорией устройства материи на самом-самом элементарном уровне. Все такие частицы объединяет то обстоятельство, что ни одна из них ещё не была найдена на ускорителях, а значит, они очень слабо взаимодействуют с обычным веществом. В частности, эти частицы не должны участвовать в электромагнитном взаимодействии, т.е. они не излучают и не поглощают света, являясь идеальными кандидатами на роль «тёмной» материи.

Горячая, холодная, тёплая

Ранняя Вселенная была настолько плотна и частицы в ней располагались так близко друг к другу, что даже очень слабого взаимодействия, присущего тёмной материи, хватало, чтобы выровнять их температуру, или среднюю энергию, приходящуюся на одну частицу. С расширением Вселенной расстояния увеличились, и частицы тёмной материи выпали из компании, сохранив ту температуру, до которой успели охладиться в процессе расширения нашего мира.

При одной и той же энергии тяжёлые частицы движутся медленнее лёгких, и именно отсюда проистекает разделение на «холодную» тёмную материю, состоящую из тяжёлых частиц, и «горячую», состоящую из лёгких. Эти названия не очень удачны – например, сильно взаимодействующие лёгкие частицы при расширении Вселенной охлаждаются сильнее тяжёлых, и сейчас имеют меньшую температуру. Со слабовзаимодействующими частицами, которые почти не охлаждаются, это не так – их температуры, выраженные в градусах, одинаковы. Здесь «горячая» материя – это то, частицы чего движутся быстро, а «холодная» – медленно.


Среди кандидатов астрономы выделяют «горячую» тёмную материю, состоящую из лёгких частиц, и «холодную», в которую включают тяжёлые частицы. Есть и промежуточный вариант, который прозвали «тёплой» тёмной материей.

Физики пока не могут сказать, какие частицы составляют 90% вещества во Вселенной. Похоже, астрономы нашли способ установить это.

Стандартной сейчас считается холодная модель. Дело в том, что быстрые частицы не могут усидеть даже внутри очень массивных скоплений галактик, где они точно должны быть: присутствие тёмной материи там было заподозрено по её сильному притяжению ещё 70 лет назад. Однако тёплый вариант на таких масштабах мало отличается от холодного. Разница между ними в деталях – «тёплые» частицы движутся чуть быстрее и таким образом сглаживают неоднородности на промежуточных масштабах. То есть скопления галактик и даже галактики в этом случае образуются, а меньшие по масштабам «комки» – нет.

Именно это отличие и может помочь определить истинную природу тёмной материи.

Астрономы Лян Гао и Том Тойнс из университетов Дарема и Антверпена с помощью мощного суперкомпьютера очень подробно смоделировали образование скопления галактик для случаев тёплой и холодной моделей тёмной материи, начиная с момента, когда во Вселенной ещё не было ни звёзд, ни галактик. Их результаты представлены в последнем номере журнала Science.

Поначалу отличия невелики – из крохотных неоднородностей в изначальном распределении тёмного вещества под действием его собственной гравитации сначала образуются громадные «блины» – более или менее плоские структуры повышенной плотности вещества. При этом влиянием обычной материи можно пренебречь – по массе её раз в десять меньше, чем тёмной. Блины, продолжая сжиматься вдоль второй оси, превращаются в огромные волокна – структуры уже линейные.

На этом этапе начинаются различия. Холодная материя начинает дробиться на так называемые гало, образуя отдельные «узлы» на волокнах. Позднее эти узлы сольются друг с другом, образуя всё более и более крупные структуры. Тёплая материя ведёт себя иначе, продолжая падать и падать по направлению к оси волокна. Её плотность растёт, причём одинаково вдоль всей длины оси. Типичная масса волокон для реалистичных кандидатов в тёплую скрытую массу – несколько миллионов солнечных масс, типичный размер – порядка десятка тысяч световых лет.

Обычное вещество в ранней Вселенной представляет собой тот первоначальный суп из водорода и гелия, который был «сварен» в первые минуты после Большого взрыва. Тяжёлых элементов в нём практически нет, они будут произведены в недрах звёзд после их образования.

Бедность тяжёлыми элементами означает, что в веществе нет ни пыли, ни крупных молекул, а это в свою очередь не позволяет газу эффективно охлаждаться, высвечивать энергию, высвобождающуюся при падении от трения слоёв газа друг о друга. При достаточно высокой плотности эффективным механизмом охлаждения становится образование двухатомных молекул водорода, которые могут хорошо высвечивать тепло при температурах несколько тысяч кельвинов.

Постепенно на образующиеся массивные структуры начинает оседать и обычное вещество. В случае холодной тёмной массы оно падает в гало, в случае тёплой – на ось волокна. Изначальному, лишённому тяжёлых элементов веществу сложно охлаждаться, поэтому удержать падающий горячий газ могут лишь крупнейшие из гало. Однако если газ падает вдоль оси волокна, он сильнее сжимается, и образуется молекулярный водород. Он более активно охлаждается и может образовывать сгустки меньшей массы.

Из этих сгустков позднее формируются первые звёзды. В случае холодной тёмной материи это будут огромные светила, массой в несколько сотен масс Солнца. В случае тёплой – звёзды самых различных масс, в том числе и небольших.

Тяжёлые звёзды светят очень ярко, и погибают через несколько миллионов лет. Они взрываются как сверхновые, рассеивая образовавшиеся за время их жизни тяжёлые элементы в окружающем пространстве. Звёзды поменьше – такие как Солнце – светят миллиарды лет, и могли дожить до нашего времени. Если удастся обнаружить реликтовые маломассивные звёзды, это будет означать, что вещество, заполняющее наш мир, на 90% состоит из лёгких частиц тёплой тёмной материи. Это было бы большим подспорьем для физиков, которым трудно выбрать модель, наиболее полно описывающую устройство вещества на самом глубоком уровне.

Характерной особенностью реликтовых звёзд является практически полное отсутствие следов тяжёлых элементов в их спектрах, и некоторые указания на наличие таких светил в нашей Галактике имеются. Несколько лет назад на южном небе были найдены маломассивные звёзды HE 0107-5240 и HE 1327-2326, относительное содержание железа в которых в 100 тысяч раз меньше, чем в Солнце! Не исключено, считают авторы модели, что это и есть те самые реликтовые звёзды, сформировавшиеся в ранней молодости Вселенной.

Моделирование, которое провели Лян Гао и Том Тойнс, на самом деле, слишком грубо, чтобы детально проследить формирование звёзд, и их результаты должны восприниматься с определённым скепсисом, пишет астроном Фолькер Бромм в сопровождающем статью европейских учёных комментарии. Кроме того, спектры недавно найденных звёзд могут найти и иное объяснение, не предполагающее их реликтовости.


Как бы то ни было, работа Гао и Тойнса может помочь в разрешении ещё одного важного вопроса: как зародились сверхмассивные чёрные дыры, которые мы наблюдаем в центрах большинства галактик, включая нашу собственную.

Однажды возникнув, чёрные дыры быстро растут, засасывая окружающее вещество, которого в центрах галактик много. Вопрос только в том, как возникают «зародыши», которые позднее превращаются в чёрные дыры массой в миллионы и миллиарды солнц. И в том, насколько быстро это может происходить. В парадигме холодной тёмной материи зародышами являются как раз те чёрные дыры, что образовались из первых очень массивных звёзд. Расчёты показывают, что из такой дыры массой в десятки масс Солнца за десяток миллиардов лет вполне может вырасти сверхмассивная чёрная дыра.

Проблема в том, что и в очень ранней Вселенной, которой всего несколько сот миллионов лет от роду, мы наблюдаем свидетельства присутствия сверхмассивных чёрных дыр – очень яркие ядра молодых галактик, так называемые квазары. В модели Гао и Тойнса, такие структуры образуются естественным образом – сформировав первые звёзды, волокна начинают схлопываться уже вдоль своей длины, образуя в конечном счёте чёрные дыры массой в миллионы солнечных. Впрочем, расчёты многих других групп – например, кембриджского профессора Мартина Риса – показывают, что и в случае холодной тёмной материи оказывается возможным вырастить такую чёрную дыру за несколько сотен миллионов лет.

© gazeta.ru / 2007-09-20