Ближайшая к Солнцу звезда — Проксима Кентавра. Она немного меньше Солнца, и если Солнце — это кокосовый орех в Осло, то Проксиму Кентавра можно сравнить с грецким орехом в Сахаре. На таких расстояниях и рассредоточены звезды: кокосовый орех в Осло, грецкий орех в Сахаре, парочка манго в Судане, мандарин в Китае и так далее. Мы знаем, что у многих звезд есть свои планеты-песчинки, обращающиеся на расстоянии нескольких метров. Но в остальном — пустота.
Несмотря на эти астрономические расстояния между одиночными звездами, все звезды на ночном небе — часть нашей Галактики, то есть Млечного Пути. Если вы хорошо видите в темноте и у вас имеется темное местечко для наблюдений, то вы увидите примерно 5000 звезд, что ничтожно мало по сравнению с их общим количеством в Млечном Пути. В целом считается, что наша Галактика состоит из 300 миллиардов звезд. Звезд так же много, как сахаринок в 60 тоннах сахара. Звезды в Млечном Пути вращаются в галактическом диске, который сохраняет свою форму благодаря силе тяжести. Если учесть, что звезды достаточно многочисленны и, как мы убедились, располагаются на достаточно большом расстоянии друг от друга, то масштабы Млечного Пути вполне можно осмыслить. В нашей модели с Солнцем — кокосовым орехом в Осло и песчинкой — Землей в 15 метрах от него мы можем представить, что один конец Млечного Пути находится у кокосового ореха. Тогда уменьшенная в 10 миллиардов раз Галактика растянется на половину реального расстояния от Земли до Солнца. Огромное расстояние, хотя мы его и уменьшили.
Млечный Путь, в свою очередь, — лишь одна из непостижимого множества галактик. В той части Вселенной, которую мы имеем возможность изучать, насчитывается примерно столько же галактик, сколько звезд в Млечном Пути. Эти галактики распределены в пространстве не равномерно, а собраны в структуры, называемые группами и скоплениями галактик. Группы из скоплений галактик называются сверхскоплениями, а сами сверхскопления тоже образуют структуры, они имеют тенденцию к сбору в большие галактические нити, называемые «великие стены».
В той части Вселенной, за которой мы можем наблюдать, находится очень много сверхскоплений галактик. Одно из них — сверхскопление Девы. Оно содержит в себе десятки тысяч галактик. Одна из этих галактик — Млечный Путь — вращающийся диск с несколькими сотнями миллиардов звезд. И вокруг одного довольно обычного представителя этих звезд, Солнца, обращается небольшая планета-песчинка. На этой планете сидим мы и разглядываем Вселенную — сцену, где расширяются темная материя и темная энергия.
И что же мы видим с нашей планеты-песчинки? Как я уже упоминал, 70 процентов Вселенной составляет темная энергия, а 25 — темная материя. Пока что мы ненадолго оставим темную энергию и ее невероятную отталкивающую гравитацию и более интенсивно поищем темную материю. А заодно получше познакомимся с нашей Вселенной и законами физики, которые всё и связывают. Так мы подготовимся к тому, чтобы связать воедино нашу картину Вселенной с темной энергий во второй части книги.
2. Темная материя
Астрономы напали на след темной материи еще в 1930-х годах. Но большинство считало гипотезу о существовании большого количества невидимой материи притянутой за уши, и серьезно относиться к темной материи начали лишь спустя много лет, когда новые телескопы и техника произвели революцию в наших наблюдениях за Вселенной. И мало-помалу стало очевидно, что темную материю стоит взять на вооружение, хотя астрономы и сейчас не в восторге от идеи о том, что во Вселенной существует огромное количество невидимого вещества.
В этой главе мы разгадаем головоломку о том, как темная материя все-таки проникла в нашу стандартную картину Вселенной, и посмотрим, почему сейчас так сложно отрицать ее существование. Мы начнем с относительно недавних событий, когда в 2006 году столкновение скоплений галактик изящно разоблачило темную материю.
2.1. Когда скопления галактик сталкиваются
Скопление галактик Нуля (Bullet Cluster) иллюстрирует столкновение двух скоплений галактик. Розовые участки показывают рентгеновское излучение от обычной материи. Синие участки показывают распределение массы, основываясь на гравитационном линзировании галактик.
Эта фотография была сделана в 2006 году, и с тех самых пор астрономы на нее почти молятся.
(Изображение основано на данных из следующей революционной статьи, где впервые вычисляется распределение массы на основе гравитационного линзирования: «А Direct Empirical Proof of the Existence of Dark Matter».)