Теория Большого взрыва стала прорывом для мира космологии. И хотя она правдоподобно объяснила существования всей Вселенной, она также создала множество несоответствий, которые ученые не смогли объяснить.
В 1970-х годах возникло много вопросов о проблемах, сопровождающих теорию Большого взрыва. Например, правильность этой теории подразумевала бы наличие во Вселенной большого количества магнитных монополей, но ни одно из них пока не было найдено. Это также подняло вопросы о космологическом принципе и однородной, изотропной природе Вселенной. Более того, теория Большого взрыва постулировала плоскостность Вселенной. Почему это было так, и как это произошло?
Преодоление пробелов Большого взрыва
На эти и другие вопросы были даны ответы, когда было выдвинуто понятие инфляции, согласно которому ранняя Вселенная расширялась очень быстро сразу после Большого взрыва. Эта концепция смогла объяснить фундаментальные вопросы теории Большого взрыва.
Но, как это обычно бывает, ответы, данные инфляционной теорией, вызвали еще больше вопросов. Например, что могло вызвать инфляционное событие такого масштаба?
Пробелы в инфляционной теории
Несмотря на тот факт, что сам Большой взрыв был уникальным событием с непостижимыми силами, ученые решили узнать, каковы были эти движущие силы.
Одной из возможностей, которая была тщательно изучена, было поле Хиггса, которое порождает бозон Хиггса. Даже сегодня это остается лишь возможностью, которая была экспериментально подтверждена совсем недавно.
Тогда другой вопрос, поставленный против инфляционной теории, касается неравенств меньшего масштаба. Космологический принцип, который так необходим для того, чтобы теория Большого взрыва имела смысл, означает, что Вселенная, как до, так и после инфляционного события, должна быть абсолютно гладкой; однако, когда мы смотрим на Вселенную сегодня, мы видим галактики и скопления галактик, разбросанные в пространстве.
Инфляционная теория вскоре дала ответ и на этот вопрос, что ранняя, до инфляционная Вселенная была достаточно закрытой, чтобы создать равновесие, необходимое для однородности и изотропии, которые мы видим сейчас. Но это равновесие не было бы полностью совершенным, и по всему пространству случайным образом распределялись неравенства, подобные тому, как это наблюдается сегодня. Итак, если Вселенная раздулась это увеличило эти неоднородности, тем самым создав семена, необходимые для формирования галактик и рождения Вселенной такой, какой мы ее видим сегодня.
К этой теории, однако, у скептиков возникает еще больше вопросов. Проблема, которая могла возникнуть, заключается в том, что неоднородности могли быть увеличены на стадии, когда Вселенная была еще слишком горячей, и, хотя протоны и электроны, возможно, все еще могли формироваться, плотность энергии заставляла бы их перемещаться так быстро, что они никак не могли быть притянуты гравитацией к неоднородностям, что было необходимо для формирования галактик.
Ответ на эту проблему – это то, что дало начало изучению одной из самых запутанных областей в космологии и физике: темной материи.
От инфляционной теории к темной материи
Хотя концепция инфляции на ранних стадиях Вселенной могла бы заложить основы для галактик, условия все еще были слишком интенсивными для их роста. Однако, хотя на самом деле было слишком жарко для того, чтобы обычная материя перегрелась и не подверглась воздействию требуемой гравитационной силы, сама материя в то время была другого типа. Это был другой вид материи, который существовал в начале Вселенной, чтобы запустить процесс творения, вид материи, который был невидимым – темная материя.
Аргументы в пользу темной материи
Долгое время астрономы бились над вопросом о массе астрономических объектов, таких как звезды и галактики. Существует два способа определить вес большого сложного объекта. Можно измерить вес всего объекта или взвесить его составляющие по отдельности.
Ученые использовали оба подхода для определения масс галактик. Они сосчитали звезды в галактике, вычислили массу разных звезд и суммировали их. С другой стороны, они также использовали эффекты гравитации, чтобы вычислить вес галактики в целом, в соответствии с общей теорией относительности Эйнштейна, согласно которой масса искривляет пространство, направляя свет по кратчайшему пути. Искривление света вокруг галактики может указывать на ее массу.
Теперь, когда эти методы должны были привести к определенному результату, они этого не сделали. Выяснилось, что галактики оказались тяжелее, чем общая масса всех их звезд. Это различие могло быть объяснено только наличием скрытой массы. А поскольку наблюдать эту массу не получалось, ее назвали – темной.
В 1975 году американский астроном Вера Рубин пришла к такому же выводу при изучении вращения галактик. Для того, чтобы галактики вели себя так, как они наблюдались, их масса должна была в шесть раз превышать массу всех видимых звезд. Таким образом, большая часть массы во Вселенной ненаблюдаема.
Поиск темной материи
Это основное вещество Вселенной является одной из самых больших загадок в космологии. Ее темная природа не позволяет ей иметь электромагнитный след, оставляя только гравитационный след, чтобы выявить ее присутствие.
В поисках интересной аббревиатуры физики в конечном итоге назвали их WIMPs: слабо взаимодействующие массивные частицы. Они должны были быть массивными, поскольку обладали гравитационными эффектами.
Теоретически эти частицы необходимы для согласования наших теорий материи, и физики долгое время играли с кварками и лептонами, пытаясь создать рецепт получения темной материи, но безуспешно. Позже было осознано, что суперсимметрия позволила стандартной модели материи объяснить эти частицы.
Тем не менее, мы никогда не находили их в нашем мире, несмотря на то, что многие из самых ярких умов искали их. Поиски темной материи продолжаются по сей день, и тратятся миллионы долларов каждый год в попытке узнать о ней больше.
