Согласно другой версии, темная материя может состоять из частиц, которые называются аксионами. На границе Франции и Швейцарии установлен Большой адронный коллайдер, где проводятся самые грандиозные эксперименты в физике частиц. Именно с ним связаны самые большие надежды по поиску и идентификации таких кандидатов. Но если большая часть массы Млечного Пути приходится на темную материю, то частицы темной материи должны повсюду нас окружать. Они должны прямо сейчас пронизывать ваше тело. Но, повторюсь, они темные, а значит, почти не взаимодействуют с обычной материей (только на уровне гравитации). Однако суперсимметричные и аксионные модели темной материи прогнозируют, что изредка частицы темной материи все-таки могут взаимодействовать с атомным ядром и вызывать реакцию, которую, возможно, удастся наблюдать. Сейчас ставятся эксперименты по постановке таких реакций. Это сложная игра: в одном таком эксперименте используется 100 кг жидкого ксенона, и ученые ждут вспышку, которая должна возникнуть, если частица темной материи отскочит от ядра ксенона. Такие эксперименты ставятся в глубоких шахтах, чтобы свести к минимуму помехи – взаимодействия с обычными частицами. Пока такие эксперименты еще не дали никаких подтверждений существования темной материи; их свойства только приближаются к тем пределам, начиная с которых должны работать модели, выстраиваемые в физике частиц. Поиск темной материи приводит нас на передний край физики частиц.
Если учесть присутствие темной материи, то в таком случае РИ должно быть изотропным, с флуктуациями не более 1: 100 000. Приборы для спутника COBE проектировались с расчетом именно на такой уровень чувствительности. Помню, как в 1992 году побывал на презентации Дэйва Уилкинсона, которую он проводил для принстонского астрономического сообщества и описывал спутниковые измерения. По его соображениям, в РИ должны были присутствовать флуктуации (согласно нашим представлением о том, как развивалась структура Вселенной в модели Большого взрыва), и они в конце концов были зарегистрированы этим спутником на уровне 1: 100 000, практически как и прогнозировали Пиблс и коллеги.
На тот момент Уилкинсон уже задумывался о спутнике нового поколения, приборы которого позволяли бы измерять такие флуктуации (или, на научном языке, анизотропию) с еще более высокой точностью. Уилкинсон собрал команду, в которую вошли многие ветераны, работавшие еще над COBE, и вместе они сконструировали Зонд для изучения анизотропии[23] космического микроволнового излучения (MAP). MAP был запущен в 2001 году и картировал небо в течение 9 лет.
К сожалению, в этот период Уилкинсон заболел раком. Он успел увидеть первые результаты работы спутника незадолго до кончины в сентябре 2002 года. В феврале 2003-го группа опубликовала результаты работы за первый год. В NASA решили переименовать спутник в память Уилкинсона; с тех пор он называется Зондом для изучения анизотропии космического микроволнового излучения им. Уилкинсона (WMAP).
На рис. 15.2 показана карта температурных флуктуаций микроволнового реликтового излучения, сделанная спутником WMAP после девятилетнего сбора данных (в 2010 году). На эллиптической карте охвачена вся небесная сфера. Северный галактический полюс находится сверху, южный – снизу, а галактический экватор, совпадающий с плоскостью Млечного Пути, проходит по горизонтали прямо в середине карты. Излучение межзвездной среды в Млечном Пути, а также отклонения «один случай на тысячу», связанные с нашим движением относительно РИ, на карте не учитываются.
На самом деле, перед нами снимок новорожденной Вселенной – именно так она выглядела на заре существования. Эти фотоны летели до нас на протяжении почти всех 13,8 миллиарда лет, вернее, на 380 тысяч лет меньше. Контрастность этой карты повышена, так чтобы самые яркие красные и синие пятна соответствовали флуктуациям в несколько раз выше ±0,001 %; более типичны значения около ±0,001 % (то есть одна часть на 100 тысяч).
Рис. 15.2. Карта космического микроволнового реликтового излучения, сделанная спутником WMAP в 2010 году, после девятилетнего сбора данных. Это карта всего неба, та же проекция, которая показана на рис. 11.1 и 12.2. Здесь не учитывается микроволновое излучение самого Млечного Пути, а также доплеровское смещение, связанное с движением Земли на фоне реликтового излучения. Красным цветом обозначены точки, где температура немного выше среднего, синим – точки, где температура немного ниже, а зеленым – области со средней температурой. Снимок предоставлен: спутник WMAP, NASA
На рис. 15.3 измеренная величина этих флуктуаций показана в зависимости от углового масштаба (обратите внимание на шкалу снизу). Эти измерения выполнены спутником следующего поколения под названием «Планк», запущенным Европейским космическим агентством, а также различными наземными телескопами.
Пиковые значения достигаются при угловом масштабе 1°, это типичный размер «бугорков», заметных на изображении с WMAP. На графике, к примеру, видно, что между 18-градусными пятнами прослеживаются меньшие вариации, чем между 1-градусными. Там, где планки погрешностей не видны, погрешности при наблюдениях меньше размера красных точек.
Гладкая кривая, проходящая через точки, – это результат расчетов «на кончике пера», основанных на теории Большого взрыва, с учетом воздействия темной материи, темной энергии и инфляции (о которой мы подробнее поговорим в главе 23). При больших угловых масштабах линия расширяется, охватывая теоретически ожидаемый разброс в спрогнозированных результатах. Соответствие между двумя графиками поразительное: эмпирические данные следуют теоретически рассчитанной кривой в пределах наблюдаемых ошибок. Модель Большого взрыва снискала и иной успех: она в подробностях прогнозирует природу исключительно тонких флуктуаций, наблюдаемых в РИ.
Рис. 15.3. Величина флуктуаций космического реликтового излучения как функция углового масштаба (точки) по сравнению с теоретическим прогнозом (кривая) от инженерной команды спутника «Планк», 2013. Величина вариаций космического реликтового излучения откладывается по вертикали
