Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

Удалось открыть другой подход, кардинальным образом отличавшийся от описанных выше. Он основывался на допустимой теории формирования галактик и определенном типе (или комбинации типов) темной материи, отвечающем ее требованиям. В начале 2006 г. коллектив Института астрономии в Кембридже, возглавляемый Джерри Гилмором, объявил о новых находках, потребовавших пересмотра многих прежних предположений, даже тех, которые касались образования галактик. Использовав данные нескольких самых больших телескопов, включая телескоп VLT в Чили, указанная группа исследователей изготовила подробные трехмерные карты двенадцати карликовых сфероидальных галактик, расположенных вблизи нашей Галактики, для того чтобы, используя движения входящих в них звезд, количественно оценить распределение и массу темной материи внутри и вокруг этих галактик. Некоторые из полученных результатов оказались абсолютно неожиданными.

Выяснилось, что количество темной материи в указанных галактиках примерно в четыреста раз превышает количество обычной. Еще более удивительной оказалась скорость частиц темной материи – около 9 километров в секунду, что эквивалентно температуре порядка 10 000 К. Если эти сведения подтвердятся, то существование такой горячей темной материи повлияет на механизмы образования галактик и их скоплений, создавая более благоприятные условия для формирования крупных, а не малых галактик. Согласно существовавшему до этого наиболее распространенному мнению, этот вопрос следовало рассматривать иначе. Вблизи от центра карликовой сфероидальной галактики в созвездии Малая Медведица указанная группа исследователей обнаружила группу медленно движущихся звезд, интерпретировав их как остатки шарового скопления. Согласно получившей самую широкую поддержку космологической модели ΛCDM (Lambda Cold Dark Matter – лямбда-член и холодная темная материя), плотность темной материи должна быстро расти в направлении галактического центра, что в данном случае должно привести к рассеиванию указанного звездного скопления.

До того как были определены внешние границы этих карликовых галактик, их общая масса оставалась неизвестной, но первые признаки (основанные на медленном движении наиболее удаленных звезд в галактиках) были таковы, что темная материя не простирается далеко за их пределы, как об этом думали ранее. Другой вывод этого исследования состоял в следующем: наша Галактика обладает гораздо большей массой, чем считалось ранее, и теперь ее следует квалифицировать как самую большую галактику в Местной группе – больше, чем галактика М31 в Андромеде. Мы недооценивали своей весомости.

ЗЕЛЬДОВИЧ, ПЕНРОУЗ И ХОКИНГ

Черные дыры были предметом интенсивного математического изучения до того, как астрофизики полностью осознали, насколько они важны. Не желая оказаться на вторых ролях, 72-летний Чандрасекар опубликовал 667-страничную книгу, посвященную этой теме: «Математическая теория черных дыр» (1983). Количество людей, вовлеченных в эту деятельность, было велико, но исходя из соображений краткости мы сосредоточим внимание лишь на трех выдающихся специалистах: Якове Борисовиче Зельдовиче, Роджере Пенроузе и Стивене Уильяме Хокинге. Зельдович работал в Институте химической физики Академии наук СССР в Москве. Будучи человеком огромной энергии, он возглавил коллектив очень талантливых молодых физиков, работавших над проблемой черных дыр, и особенно над их взаимодействием со светом. В начале 1960‐х гг. они исследовали черные дыры, используя методику, специфика которой угадывалась по названию, придуманному ими впоследствии: «застывшие звезды», то есть звезды, сжимающиеся до полной остановки их радиусом Шварцшильда.

Пенроуз был прикладным математиком и работал в рассматриваемое время в Бирбек-колледже Лондонского университета. (Он проводил исследования в университетском колледже, позже работал в Кембридже, а затем уехал в Соединенные Штаты.) Около 1965 г. он показал, каким образом можно ввести новые виды координат («координаты Эддингтона – Финкельштейна»), в которых коллапс звезды не замедляется, а продолжается вплоть до сингулярности – области нулевого объема с массой, обладающей бесконечной плотностью, – оставляя позади себя «горизонт» радиуса Шварцшильда. Именно этот тип формализма послужил Джону Уилеру стимулом для того, чтобы выбрать для описания искривленного и пустого пространства-времени, оставленного под горизонтом, название «черная дыра».

В то же самое время Деннис Сиама возглавлял группу, проводившую исследования в области теории относительности и космологии на кафедре прикладной математики и теоретической физики в Кембридже. Он-то и предложил Пенроузу заняться космологическими вопросами. В числе докторантов Сиамы были Джордж Эллис из Южной Африки, Стивен Хокинг, Брэндон Картер и Мартин Рис. Кроме того, в это время в Кембридже находились Хойл и Нарликар, и коллектив Сиамы поддерживал тесные контакты с Бонди, Пенроузом и другими специалистами, находившимися в Лондоне. Именно после возвращения из Лондона Хокинга посетила мысль, придавшая его докторской диссертации столь высокую ценность. В ней он использовал так называемую теорию сингулярности Пенроуза, но не для отдельной звезды, а для всей Вселенной. Основная идея заключалась в том, чтобы обратить время вспять и рассмотреть точечную сингулярность Пенроуза как начало Вселенной, а не как завершение коллапса звезды.

В 1970 г. Хокинг и Пенроуз написали совместную статью, где утверждали, что всякая Вселенная, испытывающая расширение, как и входящая в нее материя, которую мы наблюдаем, должна начинаться с сингулярности. Сначала это не получило широкой поддержки, но постепенно на их сторону перешло большинство членов космологического сообщества. Однако позже, когда Хокинг нашел способ задействовать квантовую механику – теорию микроскопических масштабов, – он изменил свою позицию по вопросу об исходной сингулярности.

До переезда в Кембридж (1962) Хокинг изучал физику в Оксфорде. Когда он приступил к написанию докторской диссертации, выяснилось, что поразившая его болезнь моторных нейронов – боковой (латеральный) амиотрофический склероз, или БАС, – прогрессирует и вскоре он почти полностью потеряет способность говорить и двигаться. Последовавшая за этим битва с судьбой достойна внимания сама по себе, но одновременно с этим он осуществил несколько самых блестящих научных прорывов XX столетия, снискавших ему широкое признание. В 1979 г. он унаследовал Лукасовскую кафедру в Кембридже, которую в свое время получил Ньютон, и вскоре стал одним из известнейших научных деятелей своего времени.

В 1960‐х гг. существовала теория динамики, разработанная для черных дыр, одним из главных лидеров этого направления является специалист в области математической физики Вернер Израэль. Родившийся в Берлине, выросший в Южной Африке, Израэль получил высшее образование в Ирландии, работая при этом в Канаде. В 1967 г. он объяснил некоторые физические свойства черных дыр, но рассматривал только статичные решения. Как он полагал, они должны быть сферическими и породить их могут только сферические коллапсирующие объекты. Согласно утверждению Пенроуза и Уилера, требование абсолютной сферичности не является строго обязательным, поскольку в ходе сжатия неправильная звезда будет распространять гравитационные волны и становиться все более сферичной до тех пор, пока действительно не образует абсолютно правильную сферу.

Израэль показал, что коллапсирующие звезды могут обладать внешними полями (гравитационным и электромагнитным), создаваемыми их массами и зарядами. Картер (в 1970) и Хокинг (в 1971–1972), работавшие в Кембридже, модифицировали и расширили этот принцип, добавив в качестве третьего свойства угловой момент и показав, что форма поверхности не обязана быть сферической. У черных дыр, как показали все трое, не может быть других характеристик, кроме перечисленных. Согласно популярной фразе того времени, «у черных дыр нет волос», по которым их можно было бы отличить. Например, химическая природа попадающего в них вещества перестает быть актуальной для тех, кто изучает их снаружи.

Шансы обнаружить черные дыры представлялись крайне низкими, и тем не менее даже в этом случае они могут составлять значительную часть Вселенной. В 1966 г. Зельдович и Новиков писали: то, что сегодня называется черными дырами, может образоваться в виде возмущений материи Вселенной в момент начала ее расширения. Черная дыра может обладать любой массой: чем меньше масса, тем больше должно быть давление, но, согласно теории, огромные давления – не проблема для ранней Вселенной. Как они полагали, к настоящему моменту