горячая небарионная темная материя.

♦ Холодная темная материя. Такая материя состояла бы из крайне тяжелых, медленных частиц. Эти частицы получили название слабовзаимодействующих элементарных частиц с неравной нулю массой покоя (WIMPs — Weakly Interacting Massive Particles). Ни одна из них не была пока обнаружена, но существование некоторых таких частиц вытекает из теорий, объясняющих механизм появления массы у элементарных частиц (см. гл. 2). Холодная темная материя могла бы включать:

206

—фотино, или суперсимметричных партнеров фотонов с массой, превышающей массу протонов в 10— 100

раз;

—аксионы, гипотетические частицы, призванные объяснить отсутствие определенного свойства у нейтронов,

атакже наблюдаемую асимметрию Вселенной;

—кварковые комья, представляющие собой необычное, пока еще не наблюдавшееся сочетание шести кварков

(см. гл. 2).

♦ Темная горячая материя. Эта материя состоит из легких быстродвижущихся частиц. Самый подходящий соискатель на это место — нейтрино. Поначалу нейтрино считали частицей с нулевой массой покоя, но недавние опыты свидетельствуют, что они могут обладать небольшой такой массой. Сколько бы ни было нейтрино во Вселенной, их совокупная масса, похоже, слишком мала, чтобы как-то решить вопрос с темной материей.

Недопонимание тяготения.

Недопонимание тяготения. Галактики все еще представляют в виде скопления частиц, подчиняющихся законам Ньютона. Несмотря на то что теория тяготения выдержала проверку временем, новые опыты могут заставить внести в них изменения для межгалактических расстояний.

Прогнозирование будущего Вселенной

При всей сложности нерешенной проблемы темной материи не она является крупнейшей проблемой, с которой сегодня приходится иметь дело астрономии. Возникла эта проблема в конце 1990-х годов в ходе изучения космологами развития Вселенной с теоретических позиций. На пространственно-временной схеме эволюции Вселенной четко просматривается несколько возможностей ее дальнейшей судьбы (рис. 6.12).

207

Рис. 6.12. Расстояние между галактиками во Вселенной в зависимости от времени

Представить движение Вселенной можно на примере подбрасывания мяча в воздух. Если подбросить его достаточно резко, то мяч высоко взмоет в небо, замрет на какой-то миг и затем упадет к вам в руки. Нечто подобное происходило бы в замкнутой Вселенной. Возвращение мяча вызвано силой тяготения, благодаря массе Земли, достаточно большой, чтобы вернуть мяч обратно. Теперь подбросим мяч, находясь на небольшом астероиде. Если астероид невелик, то пущенный с определенной скоростью мяч может и не вернуться на него, преодолев его силу тяготения. Такое положение соответствовало бы открытой Вселенной. Если же вы окажитесь на небесном теле с подходящей массой, мяч начнет удаляться бесконечно далеко, причем скорость его будет стремиться к нулю. Такое состояние характерно для плоской Вселенной.

208

Итак, вопрос об эволюции Вселенной, похоже, стоит так: хватит ли массы у нее для удержания от непрестанного расширения? Главным фактором эволюции Вселенной является величина совокупной плотности

ее вещества и энергии, а необходимость учета обеих величин определяется знаменитым уравнением Эйнштейна

Е= тс2 (см. гл. 2).

Уиггинс А., Уинн Ч. Пять нерешенных проблем науки / Артур Уиггинс, Чарлз Уинн. — Пер. с англ. А. Гарькавого. — М.: ФАИРПРЕСС, 2005. — 304 с: ил. — (Наука & Жизнь).