Темную материю никто не видел в телескоп. Ее не удалось надежно получить и в земном детекторе. Значит ли это, что невидимого вещества вообще нет, а ошибка скрывается в законах гравитации? Такой вопрос физики задают вполне серьезно. Но ответ приходится проверять не на одной красивой кривой, а сразу на всей Вселенной.
2. Почему появилась идея темной материи?
Звезды на окраинах многих галактик движутся быстрее, чем ожидалось по видимой массе. Галактики в скоплениях тоже удерживаются сильнее, чем позволяют подсчитанные звезды и газ. Дополнительная масса проявляется в гравитационном линзировании, когда свет далеких объектов искривляется на пути к нам.
Стандартная модель объясняет это холодной темной материей. Она почти не взаимодействует со светом, зато создает гравитационный каркас, на котором росли галактики и скопления. В пользу модели работает не один эффект, а общая картина:
- движение звезд и газа в галактиках;
- линзирование в скоплениях;
- рисунок реликтового излучения;
- формирование крупномасштабной структуры;
- поведение сталкивающихся скоплений.
Проблема в том, что частица темной материи пока не обнаружена. Кроме того, на масштабах отдельных галактик связь между распределением обычного вещества и движением звезд выглядит удивительно тесной.
3. Что предлагает измененная гравитация?
Самая известная идея называется MOND, модифицированная ньютоновская динамика. В ней при очень малых ускорениях привычное соотношение между силой и движением меняется. Благодаря этому многие кривые вращения галактик можно описать без массивного ореола темной материи.
Это не случайная подгонка каждого объекта. MOND дала несколько удачных закономерностей на галактических масштабах, включая связь между количеством обычного вещества и характерной скоростью вращения. Поэтому отмахнуться от нее как от пустой фантазии нельзя.
Но первоначальная MOND не была полной релятивистской теорией. Для описания света, космологии и сильной гравитации нужны расширения. Такие теории построены, однако им приходится проходить множество независимых проверок.
Хорошая замена должна объяснить не только то, где стандартной модели трудно, но и все то, с чем она уже справляется.
4. Где начинаются трудности?
На масштабах скоплений одной модификации часто все равно не хватает: требуется дополнительная невидимая масса, например определенные типы нейтрино или другой компонент. Еще сложнее одновременно воспроизвести структуру пиков реликтового излучения и рост космической паутины от ранней Вселенной до наших дней.
Особенно важны столкновения скоплений. Горячий газ, содержащий большую часть обычного вещества, тормозится и отделяется от областей, где линзирование показывает основную массу. В модели темной материи это выглядит естественно: невидимые частицы проходят друг через друга вместе с галактиками. Измененной гравитации требуется более сложное объяснение.
При этом и стандартная модель не закрывает все вопросы. Моделирование малых галактик зависит от вспышек звездообразования, сверхновых и движения газа. Разногласие может указывать не на отсутствие темной материи, а на неполное понимание обычной астрофизики.
5. Что решит спор?
Нужна проверка несколькими способами. Подземные эксперименты ищут редкие столкновения предполагаемых частиц. Коллайдеры проверяют новые частицы. Космические обзоры измеряют линзирование и распределение миллионов галактик, сравнивая рост структуры с разными законами гравитации.
Если темной материи нет, новая теория должна без противоречий пройти весь этот путь. Пока наиболее экономной общей моделью остается темная материя вместе с общей теорией относительности. Но успехи альтернатив на уровне галактик напоминают:окончательная картина еще может оказаться глубже.
