Стандартные свечи

RS Кормы — одна из ярчайших цефеид Млечного Пути

В 1868 году в городе Ланкастер штата Массачусетс родилась Генриетта Суон Ливитт.
В 1892 году она окончила Рэдклиффский колледж со степенью бакалавра. Несмотря на тяжёлую болезнь, из-за которой она стала практически глухой, Генриетта Суон Ливитт устроилась в обсерваторию Гарвардского колледжа, где получила должность ассистента профессора астрономии Эдуарда Чарльза Пикеринга и работала вычислителем. Под руководством этого же джентльмена работали многие другие женщины-астрономы, например Энни Джамп Кэннон, помогавшая составлять каталог звёзд, из которого потом родилась диаграмма Герцшпрунга — Рассела.

Ливитт занималась упорядочиванием каталога фотопластинок с изображениями звёзд, определяя их блеск в звёздных величинах, и в ходе работы открыла более 2400 переменных звёзд. Первый каталог из 1777 переменных звёзд она опубликовала в 1908 году.

Изучая цефеиды – пульсирующие переменные звёзды, жёлтые гиганты и сверхгиганты, период пульсации которых составляет несколько суток – она обнаружила чёткую зависимость между периодом их пульсаций и светимостью. Уникальное сочетание характеристик этих звёзд – высокая светимость и чёткая зависимость светимости от периода пульсаций – позволила использовать их для определения расстояний до удалённых космических объектов.

Ещё каких-то сто лет назад большинство астрономов считало, что вся наша Вселенная состоит из одной Галактики – Млечного Пути. Только потом стало понятно, что «спиральные туманности», как их тогда называли – это отдельные галактики, похожие на нашу. И вновь встал вопрос (можно сказать, основной вопрос астрономии) измерения расстояний до этих, по сути, заново открытых объектов.

Тут и помогли цефеиды, которые Ливитт за их свойства назвала «стандартными свечами». Их большая яркость позволяет рассмотреть даже цефеиды, расположенные в других галактиках. Определив их период пульсаций, мы можем подсчитать их собственную яркость. Воспользовавшись законом обратных квадратов (именно так убывает видимая яркость при расстоянии до объекта), мы можем получить расстояние до изучаемой цефеиды (учтя некоторые тонкости вроде изучения яркости в одном диапазоне частот и отсутствия радиальных скоростей между объектами). Полученная таким способом величина называется модулем расстояния.

Тёмная материя

Ещё в 1884 году лорд Кельвин, британский физик, механик и инженер, оценил количество «тёмных» (не светящихся) тел в Млечном Пути на основе разброса скоростей звёзд, вращающихся вокруг центра Галактики. Он заключил, что, возможно, даже большая часть тел Млечного Пути нам просто не видна. А термин «тёмная материя» (по-французски matière obscure) использовал в одной из своих работ Анри Пуанкаре.

В 1920-30х годах пионеры астрономии, в том числе и пионер радиоастрономии Ян Оорт, начали понимать, что масса нашей Галактики должна быть гораздо больше массы всей видимой нам материи (пусть иногда они и делали подобные выводы на основании ошибочных измерений).

В 1933 году Фриц Цвикки, американский астроном швейцарского происхождения, изучавший галактические скопления, сделал похожий вывод. Он подсчитал вириал скопления Волос Вероники и сделал вывод о наличии в последнем невидимой массы, которую назвал «dunkle Materie» (тёмной материей). Свою оценку Цвикки вывел на основе движения галактик по краю скопления и сравнения с предполагаемой массой скопления на основе видимой яркости и количества галактик. По его расчётам выходило, что массы в скоплении должно быть в 400 раз больше, чем видно в телескоп – иначе галактики с края скопления просто не могли бы двигаться так быстро. Правда, и его расчёты были ошибочными примерно на порядок, в основном из-за устаревших данных о постоянной Хаббла. Впрочем, итоговый вывод всё равно не меняется – значительной части материи в скоплении мы не видим.

В последовавшие десятилетия астрономы стали натыкаться также на расхождения в скорости вращения звёзд вокруг центров их галактик с расчётной массой этих галактик, и пытались объяснять это несоответствие разными способами: от скрытой материи до поглощения света в галактиках или иной динамикой поведения материи. Ранние наблюдения первых радиоастрономов также показали, что многие галактики вращаются слишком быстро – в них явно присутствовали силы гравитации, указывающие на наличие большей массы, чем можно было рассмотреть.

И в 1960-70 годах в дело вступила Вера Рубин (урождённая Купер) — американский астроном-наблюдатель. Изучая кривые вращения галактик, она выявила расхождения между предсказанным круговым движением галактик и наблюдаемым движением. Этот факт, получивший известность как «проблема вращения галактики», стал одним из основных свидетельств в пользу существования тёмной материи. В 1980-м они с Кентом Фордом опубликовали научную работу, серьёзно повлиявшую на космологию. По их расчётам получалось, что в большинстве галактик должно быть в шесть раз больше невидимой, чем видимой массы. Так эта проблема в районе 1980-го года стала одной из важнейших нерешённых проблем в астрономии.

Последовавший за этим поток наблюдений подтвердил, что во Вселенной должна присутствовать некая субстанция, которую невозможно засечь напрямую, и которая взаимодействует со своим окружением и сама с собой только посредством гравитации. И она не просто присутствует – порядка 85% материи во Вселенной должно быть «тёмной».

Свидетельства существования тёмной материи получены не только из наблюдения за вращением галактик или галактических скоплений. Об этом говорят наблюдения гравитационного линзирования, когда из-за искривления пространства массивные объекты отклоняют лучи света от прямой. Влияет тёмная материя и на результаты измерений реликтового излучения, а также явно прослеживается при изучении крупномасштабной структуры Вселенной, процессов формирования и эволюции галактик, столкновений галактик и т.д. В общепринятой космологической модели Вселенной 5% от всей её массы-энергии составляет обычная материя, 26,8% — тёмная материя, и 68,2% — тёмная энергия.

Тёмную материю гипотетически разделяют на холодную, тёплую и горячую. Тут речь идёт не о реальной температуре какой-либо субстанции, а о скорости, или даже расстоянии – о том, насколько далеко объекты перемещались в результате случайных движений в молодой Вселенной, прежде чем их перемещения стали замедляться из-за расширения. Это расстояние называется длиной свободного потока (по аналогии с длиной свободного пробега). Возникшие изначально флуктуации плотности, меньшие этой длины, размываются по мере распространения частиц из областей повышенной плотности в области пониженной плотности, в то время как более крупные флуктуации в целом продолжают существовать; поэтому эта длина устанавливает минимальный масштаб для формирующихся структур.

Категории зависят от размера протогалактики (объекта, который позже превращается в карликовую галактику): частицы тёмной материи классифицируются как холодные, тёплые или горячие в зависимости от их длины свободного потока. Раньше рассматривалась и теория смешанной тёмной материи, но после открытия тёмной энергии её отбросили.

Холодная тёмная материя приводит к тому, что космические структуры формируются снизу вверх: галактики формируются сначала, а скопления галактик — на более позднем этапе. Горячая тёмная материя, наоборот, приводит к сценарию формирования сверху вниз, когда на ранней стадии формируются большие скопления материи, а затем они фрагментируются на отдельные галактики. В настоящее время такой сценарий не согласуется с наблюдаемым большим красным смещением галактик, поэтому общепринятой является модель холодной тёмной материи (CDM). Вкупе с объяснением тёмной энергии через космологическую постоянную Λ эта теория даёт общепринятую сегодня схему развития Вселенной «Λ-CDM».

Из чего может состоять такая материя, если она действительно существует, пока непонятно. С обычной, барионной материей, она не взаимодействует никак, кроме гравитации. Возможно, она состоит из неоткрытых пока частиц – массивных, но слабо взаимодействующих (WIMP). Кроме того, тёмной материи хватает и других проблем, кроме этой.

Тёмная энергия

Разрабатывая свою Общую теорию относительности (ОТО), Эйнштейн включил в уравнения поля постоянную Λ, названную им «космологической». Она появилась в уравнениях просто потому, что он придерживался популярной в его время теории статической Вселенной – такой, которая незначительно меняется, не расширяясь при этом и не схлопываясь. Без этой константы уравнение для статической Вселенной отказывалось работать — гравитация заставила бы Вселенную, которая изначально не расширялась, сжиматься.

Однако вскоре после того, как Эйнштейн разработал свою статическую теорию, наблюдения Эдвина Хаббла показали, что Вселенная всё же расширяется; это согласовывалось с космологическим решением исходных уравнений ОТО, которое было найдено математиком Фридманом, работавшим над уравнениями общей теории относительности Эйнштейна. Позднее Эйнштейн сказал, что непринятие результатов собственных уравнений — а они предсказывали расширение Вселенной до того, как это было продемонстрировано наблюдением космологического красного смещения – он считает своей «самой большой ошибкой».

Добавление космологической постоянной к уравнениям Эйнштейна всё равно не могло дать равновесную статическую Вселенную – её равновесие было бы неустойчивым. Любое небольшое изменение подтолкнуло бы её к расширению или сжатию.

Долгое время самой большой загадкой космологии оставалось то, что заставило Вселенную резко расшириться в первые мгновения её существования. В 1980-м году Алан Гут и Алексей Старобинский предположили, что эту космическую инфляцию могло вызвать некое поле отрицательного давления. Какая-то неизвестная сила отталкивания привела к экспоненциальному расширению Вселенной сразу после Большого взрыва. А то, что Большой взрыв был, на сегодня — общепринятая теория и подтверждается всеми наблюдениями.

В течение 1980-х годов большинство космологических исследований было сосредоточено на моделях Вселенной, в которой содержалось 95% тёмной материи и 5% обычной материи (барионной). Эти модели вполне успешно формировали реалистичные галактики и их скопления, но в конце 1980-х годов с ними выявились некоторые проблемы: в частности, модель требовала значения постоянной Хаббла ниже, чем получалось из наблюдений, да и с моделированием больших галактических скоплений получались нестыковки.

После того, как космический аппарат COBE в 1992 г. помог открыть анизотропию реликтового излучения, проблемы только усугубились. Всё поменялось в 1998 году, когда наблюдение за сверхновыми звёздами недвусмысленно подтвердило – наша Вселенная не просто расширяется, она расширяется с ускорением. Чем дальше от нас находится галактика, тем быстрее она от нас улетает.

Получалось, что какая-то неизвестная сила заставляет Вселенную расширяться. К сожалению, природа этого расширения, которое в 1998 году по аналогии с тёмной материей назвали «тёмной энергией», остаётся ещё более гипотетичной, чем природа тёмной материи.

Считается, что тёмная энергия очень однородная и не очень плотная, и не взаимодействует ни с одной из фундаментальных сил, кроме гравитации. Из-за экстремально малой плотности (порядка 10^–27 кг/м³) её вряд ли можно будет обнаружить в лабораторных экспериментах. А такое сильное влияние на Вселенную она может оказывать лишь потому, что равномерно заполняет всё пустое пространство.

Вроде бы получается, что основной вклад в тёмную энергию вносит т.н. энергия вакуума, то есть пары частица-античастица, постоянно возникающие и взаимно аннигилирующие в соответствии с принципом неопределенности Гейзенберга.

Из эквивалентности массы и энергии следует, что энергия вакуума должна оказывать гравитационное воздействие. Логично было бы ожидать, что энергия вакуума вносит вклад в космологическую постоянную, которая, в свою очередь, влияет на ускоренное расширение Вселенной.

Однако с этим есть серьёзнейшая проблема – «проблема космологической постоянной». Если подсчитать эту постоянную на основе наблюдений за разбеганием галактик, а потом подсчитать энергию вакуума на основе современных представлений квантовой физики, получатся два значения, которые не просто сильно расходятся – они различаются на 120 порядков. Как однажды едко заметил американский физик-теоретик Ли Смолин, это «наихудшее предсказание, когда-либо сделанное научной теорией».

На сегодняшний день существует три основных варианта объяснения сущности тёмной энергии. Возможно, это та самая космологическая константа, которую ввёл, а потом отбросил Эйнштейн — некая неизменная энергетическая плотность, равномерно заполняющая пространство Вселенной (ненулевая энергия и давление вакуума). Также может быть, что это своеобразная сущность, которую в 1987 году немецкий физик-теоретик Кристоф Веттерих назвал «квинтэссенцией» — динамическое поле, энергетическая плотность которого может меняться в пространстве и времени. А некоторые физики предполагают, что для тёмной энергии необходимо модифицировать теорию гравитации на расстояниях порядка размера видимой части Вселенной – что перекликается с идеями модификации гравитации на галактических масштабах для альтернативного тёмной материи объяснения их высокой скорости вращения.