Почему мы считаем ту или иную теорию или гипотезу убедительной, а её альтернативы маловероятными? Ответ на этот вопрос волнует философов науки уже много десятилетий: спорам Карла Поппера и Томаса Куна уже больше 40 лет. Относительно свежий пример, на котором можно его обсудить, — развитие представлений о тёмной материи. Признаки её существования обнаружили ещё в 1930–х годах, но только в 1970–х эту гипотезу начали рассматривать как основную. Почему?
Проблема тёмной материи сегодня — одна из центральных как для астрофизики, так и для физики в целом. Известно, что, по всей видимости, около 80% массы галактик состоит из неизвестной науке субстанции, никак не проявляющей себя за исключением своей гравитации. Удивительно, но, хотя первые признаки существования этой скрытой от наших глаз массы обнаружили ещё в 1930–х годах, по–настоящему учёные занялись этой гипотезой только в 1970–х. Почему так получилось? Один из возможных ответов предлагают авторы статьи How Dark Matter Came to Matter, выложенной недавно на arxiv.org. Приведу краткий пересказ её тезисов.
В 1933 году вышла теперь уже знаменитая статья Фрица Цвикки, в которой он, изучив наблюдаемые скорости движения галактик в Скоплении Волос Вероники, обнаружил, что их разброс слишком велик — скопление должно бы разлететься, поскольку его видимой суммарной массы явно не хватает, чтобы удерживать столь быстрые галактики. К аналогичному выводу пришли ещё два астронома — Эрик Хольмберг и Синклер Смит, изучавшие другие галактические системы.
Как один из вариантов объяснения, Цвикки ввёл гипотезу тёмной материи — невидимой субстанции, создающей дополнительную гравитацию и не дающей кластерам разлететься. Однако серьёзное обсуждение этих наблюдений началось лишь через два десятка лет.
В конце 1950–х годов появились более точные измерения галактических скоплений, подтвердившие наблюдения 1930–х годов и сделавшие их основательнее. Тогда в 1958 году Виктор Амбарцумян выдвинул альтернативную гипотезу: то, что мы видим, это не равновесное состояние. Галактики, действительно, разлетаются, просто нам повезло их наблюдать в тот момент, когда они ещё относительно близки друг к другу.
У этой гипотезой, однако, была большая проблема. Согласно оценкам разлёт галактик должен происходить за десятки или сотни миллионов лет, что в сотни раз меньше возраста Вселенной. К нашему времени не должно остаться ни одного галактического скопления. Но мы видим, что скоплений, на самом деле, много.
Как бы то ни было, идея, что видимое вещество представляет собой всего лишь пятую часть полной массы, выглядела не менее радикальной, поэтому возникло много альтернативных объяснений. Скрытую массу пытались объяснить гипотетическими огромными областями ионизированного водорода, большим количеством карликовых галактик, необходимостью модифицировать законы гравитации, высокой плотностью гравитационного излучения, существованием реликтовых чёрных дыр, массивными нейтрино, и, конечно же, просто ошибками наблюдения.
В это же время параллельно в совсем другой области астрономии возникла проблема, которая также могла бы решиться гипотезой тёмной материи. В 1950—1960–е годы активно развивалась радиоастрономия, позволившая на основе знаменитой 21–см линии «увидеть» до того невидимый нейтральный водород. С её помощью измерили скорость вращения газа в галактиках и построили их кривые вращения — зависимости скорости вращения звёзд и газа вокруг центра галактики от расстояния до этого центра.
И в начале 1970–х годов было обнаружено, что эти кривые слишком «плоские». Ожидалось, что в соответствии с законами Кеплера при удалении от основного скопления видимой массы скорости будут падать, но они оставались практически постоянными. Возникла проблема, откуда берётся «дополнительная» гравитация, обеспечивающая более высокую скорость.
Ситуация, правда, была неоднозначной. Хотя в некоторых работах прямо говорилось, что наблюдаемые кривые вращения можно объяснить некой дополнительной массой, не доступной для прямого наблюдения, эта точка зрения не превалировала. Отчасти проблема заключалась в том, что моделей вращения галактик было много, и варьируя параметры в них, можно было получить относительно хорошее совпадение с наблюдаемыми кривыми.
Ну и хотя уже тогда гипотеза тёмной материи могла бы решить сразу обе имевшиеся проблемы, это была лишь одна из многих возможных гипотез, на тот момент не очень убедительная, да к тому же не лишённая своих недостатков. Да и, в общем–то, мало кто рассматривал эти две проблемы вместе.
Существенное изменение в восприятии гипотезы тёмной материи произошло из–за развития совсем другой области — космологии.
Ещё в начале XX века большинство учёных полагали, что наша галактика это и есть вся Вселенная. Но уже к середине века стало понятно: это далеко не так. Всё та же радиоастрономия привела к открытию большого количества галактик, а впоследствии в 1963 году и объектов совершенно новой природы — квазаров, далёких сверхъярких объектов, существовавших на заре Вселенной. Стало ясно, что Вселенная не является статичной, а каким–то образом эволюционирует. Так возникла космология.
Главной задачей космологии стало выяснение того, по какому сценарию развивается Вселенная. Согласно наиболее популярной модели, носящей имя Фридмана, существует три варианта Вселенной: плоская, открытая и закрытая. Какой из них соответствует наша Вселенная зависит от параметров в уравнениях. Эти параметры должны, естественно, определяться из наблюдений, и главный из них — плотность вещества во Вселенной.
Наиболее привлекательной — в основном из неких абстрактных эстетических чувств — многим космологам представлялась модель закрытой Вселенной. Для этого плотность вещества в ней должна составлять величину порядка 10−29 г/см³. На деле же оценка видимой массы составляла величину в сто раз меньше — 10−31 г/см³. Такое несоответствие игнорировать было невозможно.
И вот тут–то космологам на помощь и пришли известные проблемы с кривыми вращения и разбросом скоростей галактик в скоплениях. В 1974 году Джим Пиблс, Джерри Острайкер и Амос Яхил свели всё воедино и показали, что гипотеза тёмной материи решает все три проблемы. Элегантность этого вывода, правда, смазало то, что даже с учётом скрытой массы галактик плотность Вселенной все равно получалась в пять раз меньше требуемой для «закрытого» сценария. Однако это уже было не сто раз, а с коэффициентом меньше 10 астрофизики научились мириться задолго до этого — всё же измерения в этой области науки всегда были не слишком точны.
К тому же выводу одновременно пришла и ещё одна группа учёных — эстонская группа из обсерватории Тарту в составе Яана Эйнасто, Антса Каасика и Энна Саара. Их статья вышла в журнале Nature одновременно со статьёй американцев, хотя они и послали её на несколько недель раньше.
Как бы то ни было, именно космологи и их молодая и бурно развивающаяся область науки стали в конечном счёте тем «клеем», который соединил разрозненные и не очень убедительные доказательства в единую и довольно стройную теорию, имеющую в своей основе всего лишь одну гипотезу — гипотезу тёмной материи.
Проблема тёмной материи сегодня — одна из центральных как для астрофизики, так и для физики в целом. Известно, что, по всей видимости, около 80% массы галактик состоит из неизвестной науке субстанции, никак не проявляющей себя за исключением своей гравитации. Удивительно, но, хотя первые признаки существования этой скрытой от наших глаз массы обнаружили ещё в 1930–х годах, по–настоящему учёные занялись этой гипотезой только в 1970–х. Почему так получилось? Один из возможных ответов предлагают авторы статьи How Dark Matter Came to Matter, выложенной недавно на arxiv.org. Приведу краткий пересказ её тезисов.
Проблема разброса скоростей галактик в кластерах
В 1933 году вышла теперь уже знаменитая статья Фрица Цвикки, в которой он, изучив наблюдаемые скорости движения галактик в Скоплении Волос Вероники, обнаружил, что их разброс слишком велик — скопление должно бы разлететься, поскольку его видимой суммарной массы явно не хватает, чтобы удерживать столь быстрые галактики. К аналогичному выводу пришли ещё два астронома — Эрик Хольмберг и Синклер Смит, изучавшие другие галактические системы.
Как один из вариантов объяснения, Цвикки ввёл гипотезу тёмной материи — невидимой субстанции, создающей дополнительную гравитацию и не дающей кластерам разлететься. Однако серьёзное обсуждение этих наблюдений началось лишь через два десятка лет.
В конце 1950–х годов появились более точные измерения галактических скоплений, подтвердившие наблюдения 1930–х годов и сделавшие их основательнее. Тогда в 1958 году Виктор Амбарцумян выдвинул альтернативную гипотезу: то, что мы видим, это не равновесное состояние. Галактики, действительно, разлетаются, просто нам повезло их наблюдать в тот момент, когда они ещё относительно близки друг к другу.
У этой гипотезой, однако, была большая проблема. Согласно оценкам разлёт галактик должен происходить за десятки или сотни миллионов лет, что в сотни раз меньше возраста Вселенной. К нашему времени не должно остаться ни одного галактического скопления. Но мы видим, что скоплений, на самом деле, много.
Как бы то ни было, идея, что видимое вещество представляет собой всего лишь пятую часть полной массы, выглядела не менее радикальной, поэтому возникло много альтернативных объяснений. Скрытую массу пытались объяснить гипотетическими огромными областями ионизированного водорода, большим количеством карликовых галактик, необходимостью модифицировать законы гравитации, высокой плотностью гравитационного излучения, существованием реликтовых чёрных дыр, массивными нейтрино, и, конечно же, просто ошибками наблюдения.
Проблема кривых вращения галактик
В это же время параллельно в совсем другой области астрономии возникла проблема, которая также могла бы решиться гипотезой тёмной материи. В 1950—1960–е годы активно развивалась радиоастрономия, позволившая на основе знаменитой 21–см линии «увидеть» до того невидимый нейтральный водород. С её помощью измерили скорость вращения газа в галактиках и построили их кривые вращения — зависимости скорости вращения звёзд и газа вокруг центра галактики от расстояния до этого центра.
И в начале 1970–х годов было обнаружено, что эти кривые слишком «плоские». Ожидалось, что в соответствии с законами Кеплера при удалении от основного скопления видимой массы скорости будут падать, но они оставались практически постоянными. Возникла проблема, откуда берётся «дополнительная» гравитация, обеспечивающая более высокую скорость.
Ситуация, правда, была неоднозначной. Хотя в некоторых работах прямо говорилось, что наблюдаемые кривые вращения можно объяснить некой дополнительной массой, не доступной для прямого наблюдения, эта точка зрения не превалировала. Отчасти проблема заключалась в том, что моделей вращения галактик было много, и варьируя параметры в них, можно было получить относительно хорошее совпадение с наблюдаемыми кривыми.
Ну и хотя уже тогда гипотеза тёмной материи могла бы решить сразу обе имевшиеся проблемы, это была лишь одна из многих возможных гипотез, на тот момент не очень убедительная, да к тому же не лишённая своих недостатков. Да и, в общем–то, мало кто рассматривал эти две проблемы вместе.
Проблемы космологии
Существенное изменение в восприятии гипотезы тёмной материи произошло из–за развития совсем другой области — космологии.
Ещё в начале XX века большинство учёных полагали, что наша галактика это и есть вся Вселенная. Но уже к середине века стало понятно: это далеко не так. Всё та же радиоастрономия привела к открытию большого количества галактик, а впоследствии в 1963 году и объектов совершенно новой природы — квазаров, далёких сверхъярких объектов, существовавших на заре Вселенной. Стало ясно, что Вселенная не является статичной, а каким–то образом эволюционирует. Так возникла космология.
Главной задачей космологии стало выяснение того, по какому сценарию развивается Вселенная. Согласно наиболее популярной модели, носящей имя Фридмана, существует три варианта Вселенной: плоская, открытая и закрытая. Какой из них соответствует наша Вселенная зависит от параметров в уравнениях. Эти параметры должны, естественно, определяться из наблюдений, и главный из них — плотность вещества во Вселенной.
Наиболее привлекательной — в основном из неких абстрактных эстетических чувств — многим космологам представлялась модель закрытой Вселенной. Для этого плотность вещества в ней должна составлять величину порядка 10−29 г/см³. На деле же оценка видимой массы составляла величину в сто раз меньше — 10−31 г/см³. Такое несоответствие игнорировать было невозможно.
Сведение трёх проблем в одну и решение
И вот тут–то космологам на помощь и пришли известные проблемы с кривыми вращения и разбросом скоростей галактик в скоплениях. В 1974 году Джим Пиблс, Джерри Острайкер и Амос Яхил свели всё воедино и показали, что гипотеза тёмной материи решает все три проблемы. Элегантность этого вывода, правда, смазало то, что даже с учётом скрытой массы галактик плотность Вселенной все равно получалась в пять раз меньше требуемой для «закрытого» сценария. Однако это уже было не сто раз, а с коэффициентом меньше 10 астрофизики научились мириться задолго до этого — всё же измерения в этой области науки всегда были не слишком точны.
К тому же выводу одновременно пришла и ещё одна группа учёных — эстонская группа из обсерватории Тарту в составе Яана Эйнасто, Антса Каасика и Энна Саара. Их статья вышла в журнале Nature одновременно со статьёй американцев, хотя они и послали её на несколько недель раньше.
Как бы то ни было, именно космологи и их молодая и бурно развивающаяся область науки стали в конечном счёте тем «клеем», который соединил разрозненные и не очень убедительные доказательства в единую и довольно стройную теорию, имеющую в своей основе всего лишь одну гипотезу — гипотезу тёмной материи.
