Педро Феррейра - Идеальная теория. Битва за общую теорию относительности

Аналогичное явление в 30-х годах наблюдал Фриц Цвикки, но на его наблюдения почти сорок лет никто не обращал внимания. Цвикки подсчитал галактики в скоплении Волосы Вероники и оценил общую массу наблюдаемых объектов. Измеренная скорость движения галактик внутри скопления оказалась слишком большой. Как он писал в статье, опубликованной в Швейцарии в 1937 году: «Плотность светящейся материи в скоплении Волосы Вероники должна быть мизерной по сравнению с плотностью какого-то вида темной материи».

У Джима Пиблса с галактиками возникли собственные проблемы. Со своим молодым коллегой из Принстона Джерри Острайкером он решил построить для сформировавшихся галактик простые компьютерные модели, представив их в виде набора частиц, притягивающихся друг к другу через гравитационное взаимодействие и вращающихся по спирали. Как только к модели добавлялось вращение, галактики распадались. В центре формировалась капля, которая растягивалась и разрывала галактику на части. Острайкер и Пиблс пытались стабилизировать модель, погрузив вращающиеся частицы в шар скрытой массы. Этот шар — они называли его гало — помогал силе тяжести удерживать галактику от разбегания. Гало должно было быть темным (то есть невидимым), а значит, недоступным для обнаружения при помощи телескопов. Как ни парадоксально, но модель показала, что темной материи должно быть намного больше, чем видимых нами в звездах атомов. В конце 1970-х Сандра Фабер, работающая в Санта-Крузе, штат Калифорния, вместе с Джеем Галлахером из Иллинойса написали обзор странных открытий, которые астрономы сделали путем наблюдений, а Пиблс и его коллеги — путем компьютерного моделирования. Они заключили, что «открытие темной материи выдержит испытание временем как один из основных итогов современной астрономии».

В 1982 году Пиблс начал строить новую модель Вселенной, решив включить в нее атомы и темную материю. Собственно, он предположил, что почти вся Вселенная была получена из этой таинственной формы материи, состоящей из тяжелых частиц, которые мы не в состоянии увидеть, так как они не взаимодействуют со светом. Простая модель холодной темной материи, предложенная Пиблсом, позволила ему предсказать, как будет выглядеть распределение галактик и насколько большими должны быть возмущения реликтового излучения. Данный подход мог оказаться знаковым для развития космологии, но как вспоминает Пиблс: «Я не воспринимал его всерьез. Я записал решение просто потому, что оно оказалось простым и совпадало с данными наблюдений».

Хотя Пиблс не касался недавно предложенной концепции инфляции, его новая модель была полностью в духе времени. В ней нашли свое воплощение массивные частицы, появившиеся в результате попыток фундаментальной физики соединить внутренний и внешний космос. Модель холодной темной материи (Cold Dark Matter, CDM) приняло множество астрономов и физиков, занимавшихся выяснением подробностей формирования галактик. Марк Дэвис из Беркли объединился с двумя британскими астрономами, Джорджем Эфстатиу и Симоном Уайтом, а также с мексиканским астрономом, Карлосом Фрэнком, для создания компьютерной модели формирования отдельных галактик и галактических скоплений в виртуальных вселенных. В своих построениях «банда четырех», как их позднее прозвали, отслеживала взаимодействие сотен тысяч частиц, соединяющихся друг с другом и формирующих крупномасштабную структуру Вселенной.

Несмотря на популярность и общепризнанность модели CDM, слишком многое в ней выглядело некорректно. В модели Пиблса возраст Вселенной составлял всего 7 миллиардов лет. Астрономы обнаружили в галактиках плотные участки звезд, известные как шаровые скопления. Эти яркие конгломераты света были наполнены старыми звездами, сформировавшимися на ранних этапах развития Вселенной, когда она была наполнена преимущественно водородом и гелием. Возраст шаровых скоплений насчитывал по меньшей мере 10 миллиардов лет. И это еще не все. Если постулировать, что Вселенная в основном состоит из темной материи, ее пропорция по отношению к атомам составит примерно 25:1. При этом, несмотря на все свои старания, астрономы не смогли обнаружить следы этой темной материи. По скорости вращения галактик или по температуре наблюдаемых скоплений можно оценить силу гравитации (чем горячее галактика, тем выше должно быть гравитационное притяжение) и количество темной материи, необходимой для создания притяжения такой силы. И по расчетам, соотношение темной материи к атомам выходило равным примерно 6:1. Конечно, методы оценки веса темной материи были примитивными и ненадежными, но разница оказалась слишком большой, чтобы ее можно было объяснить погрешностью вычислений. Практически сразу после создания модели CDM Пиблз от нее отказался и принялся за поиск альтернатив. «В восьмидесятые и в начале девяностых было много разных идей», — вспоминает он.