Сергей Попов. Мы будем говорить про тёмное вещество. В неком смысле мы не знаем, какая там энергетика, но массы много. Вначале на всякий случай дисклеймер, который всегда произносится вначале по этому поводу. Вы больше привыкли к словосочетанию тёмная материя, я его тоже иногда для разнообразия буду употреблять. Но, кажется, что правильнее говорить — тёмное вещество, и в неком смысле это более физично, потому что тёмная материя это калька с Dark matter просто. В русском языке материя — это нечто более общее такое, не обязательно вещество, одна из форм существования материи. А тёмное вещество — вот эта гипотеза, о которой мы будем говорить, и эта гипотеза именно о веществе, о том, что состоит из частиц, что может собираться в кучи, чем для нас полезно и интересно. Почему это полезно и интересно — вот дальше мы с вами будем обсуждать.

Итак, хорошо известный слайд про то, из чего состоит наша Вселенная. И эти цифры в процентах они постоянно немножко меняются. Не в том смысле, что Вселенная постоянно меняется, как там Доу — Джонс, а в том смысле, что величины немножечко уточняются, но они уже сильно не прыгают, и поэтому вы вполне безопасно можете запоминать, что 70% — это тёмная энергия, 25% — тёмное вещество и, соответственно, примерно 5% — обычное вещество (обычное вещество, но исключая нейтрино, исключая там излучение, например). Обычное вещество — это то, что есть в таблице Менделеева, по большому счёту. Ну, или если брать немножко шире, и уже включая нейтрино, обычное вещество — это то, что есть в стандартной модели, например, в стандартной модели элементарных частиц. Тёмное вещество — это, как мы увидим, то, чего нет в стандартной модели, какие-то другие частицы, по всей видимости, но, а про тёмную энергию мы сегодня говорить не будем. Итак, когда мы смотрим на Вселенную, вот это замечательное глубокое поле Хаббла, и здесь каждая маленькая точечка, закорючечка — это далёкая-далёкая галактика. Звёздочек здесь совсем немного. Вот одна звёздочка, и она действительно выглядит как звёздочка. Где-то затаилась, наверное, ещё одна—другая звёздочки, но всё вот это — это действительно галактики. Галактик во Вселенной примерно столько же, сколько звёзд в нашей Галактике по порядку величины. И поэтому, глядя на какой-то маленький кусочек неба вне плоскости нашей Галактики (наша Галактика плоская, в смысле основного звёздного населения), мы видим области, где звёзд мало, зато много-много далёких галактик — вот именно так мы видим Вселенную. И если я вернусь на предыдущий слайд, то видим мы фактически только вот эту часть Вселенной, то есть полпроцента примерно. Всё остальное, даже включая большую часть обычного вещества, для нас не видно. Но, несмотря на то, что всё остальное — это вещество, и мы его не видим, то есть оно тёмное, оно не называется тёмным веществом. Тёмное вещество это именно то, что входит сюда, то, что состоит из каких-то других частиц. И так мы смотрим на Вселенную, мы видим обычное вещество, причём то, которое светится, то, которое излучает, именно оно для нас хорошо заметно. Но, как мы с вами увидим, основные свойства структуры Вселенной определяются в большом масштабе не обычным веществом, а как раз тёмным веществом. И с этой точки зрения оно действительно очень важно, то есть из него не состоят предметы вокруг нас, хотя немножко тёмного вещества есть и в этой комнате, но, тем не менее, в космологии именно тёмное вещество играет основную роль, просто потому что его больше, в первую очередь. Вот такой кусочек, здесь всегда так красиво смотреть: большой экран, он усыпан галактиками. Но на самом деле в реальности всё это ещё красивее, потому что это маленький-маленький кусочек неба, а оно, повторюсь, если мы уходим от плоскости Галактики, всё покрыто вот таким красивым ковром из галактик. Вот оно Ультраглубокое поле Хаббла. Несколько лет наблюдения на хаббловском телескопе — и вот какое оно на самом деле на небе, но здесь не очень хорошо видно, то есть вот тут нарисовано маленькое Ультраглубокое поле Хаббла, а вот в таком же масштабе нарисована Луна. То есть в течение долгого времени космический телескоп наблюдал маленький-маленький кусочек неба, то есть вот то, что вы видите, это кусочек неба размером меньше лунного диска, и на нём мы видим такое большое количество галактик. И всё это галактики, естественно, далёкие, и это для нас очень важно и интересно, потому что далёкие галактики находятся от нас не только на большом расстоянии, но они находятся в прошлом. Мы видим их такими, какими они были миллиарды лет назад, и поэтому можем изучать историю формирования галактик, историю формирования структуры во Вселенной и это, как мы увидим, тоже самым непосредственным образом связано с тёмным веществом. Тёмное вещество требуется нам как гипотеза для того, чтобы объяснить вот эту наблюдаемую — слово «наблюдаемое» я несколько раз буду подчёркивать, то есть здесь речь не идёт о каких-то совсем умозрительных теориях, как мультивселенная, ещё что-нибудь — речь идёт о комплексе наблюдений, которые нам нужно объяснять, и для этого нам требуется гипотеза о тёмном веществе.

Ну, вот отзумим небольшой кусочек глубокого хаббловского поля. Снова эта звёздочка, вы её узнаёте по вот этим лучам, а всё остальное — это галактики. Если вас попросить нарисовать галактику, то, естественно, вы обязательно будете рисовать спиральную галактику, ну, подавляющее большинство людей будут рисовать спиральную галактику с двумя рукавами и будут делать её максимально такой симметричной и аккуратной. А если получится несимметрично (там вы в поезде рисуете, или вас под локоть толкают), то вы очень расстроитесь. На самом деле, если мы смотрим на далёкие галактики, то они как раз не выглядят двухрукавными симметричными спиралями, а выглядят вот так вот очень кудряво, потому что мы их видим в их прошлом, то есть вы понимаете: вы едете в метро, сидит такой дедушка благообразный, но вы совершенно не знаете, как он выглядел в 60-е годы. И галактика сейчас она может быть очень аккуратненькой, с двумя такими спиральками красивыми, но в годы своей молодости она выглядела совсем по-другому, потому что в это время она только формировалась, то есть, что важно даже в совсем простых наблюдениях. Сложное наблюдение — это когда вы получаете не изображение, а какую-то более сложную информацию, какие-то там графики хитрые возникают, в которых мало кто разбирается, а кто разбирается — не может понятно объяснить всем оставшимся, но в самых простых наблюдениях: вот они просто фотографии галактик, настоящие фотографии, нераскрашенные. Вот они такие есть, ничего там не дорисовано, даже здесь мы видим эволюцию Вселенной. Мы видим, что за последние 10 миллиардов лет (это такой хорошо задокументированный период космической истории) облик галактик существенно менялся, они формировались. И поэтому мы можем строить очень детальные модели, очень детальные теории формирования и эволюции галактик, и, соответственно, для этих моделей нам нужны какие-то важные ингредиенты, без которых мы не можем обойтись, и тёмное вещество — один из таких ингредиентов, которые требуются для объяснения того, почему когда-то галактики были такими, а теперь стали другие.

Галактики любят собираться в скопления. Большая часть галактик входят в группы или скопления галактик, и мы видим, как эволюционируют скопления галактик, но опять-таки, естественно, они эволюционируют медленно и печально. Мы не можем сидеть смотреть на скопление и видеть, как оно эволюционирует. Но благодаря тому, что мы видим объекты на разных расстояниях, мы можем видеть разные скопления на разных стадиях эволюции. То есть представьте, что вы прилетели на другую планету, или вы инопланетяне и прилетели на Землю на день, и задача ваша: изучить, заняться антропологией, но у вас есть всего один день. И, естественно, вы можете получить много одновременно фотографий людей разных возрастов и понять, как происходит развитие человека. Для этого вам необязательно сидеть и сто лет смотреть на одного человека, как он там стал октябрёнком, пионером, комсомольцем, потихоньку добрался до кладбища. Вы можете сразу охватить вот весь этот героический путь, просто изучая разных людей на разных стадиях эволюции. И то же самое происходит здесь: мы видим разные скопления галактик на разных расстояниях от нас, то есть видим их на разных стадиях эволюции. И более того, мы видим те времена, когда скопления галактик ещё не было. То есть мы (вернусь на шаг назад) можем отслеживать эволюции отдельных галактик, то есть видеть отдельные галактики на разных эволюционных стадиях и пытаться строить модели, где всё это ложится на какой-то там один или много разных треков. Естественно, жизненные пути галактик могут отличаться в разных случаях, потому что эта галактика родилась такой почти одинокой, вокруг было мало галактик, другая родилась в области, которая превратилась в скопление галактик, там галактики активно сливались друг с другом, взаимодействовали — у них будут разные жизненные пути. Точно так же мы можем отслеживать на большем масштабе уже, на масштабе миллионов, десятков миллионов световых лет эволюцию скоплений, и мы видим эпоху, когда скопления галактик ещё не успели сформироваться. Это соответствует эпохе красных смещений где-то там 2, 3, 4, 5, ну, вот за пятёрку мы уже ушли, соответственно, Z5 (красное смещение 5) — это означает, что Вселенная с тех пор растянулась в 6 раз. Учёные специально так сделали, чтобы было удобно: если 5, то в 6, если Z7, то в 8. Это очень удобно, это как нулевой этаж в доме примерно. Так вот, Z5 — это примерно 1 миллиард лет после Большого взрыва. Ну, соответственно, меньше 10% жизни Вселенной ещё прошло, это действительно молодость, такое детство Вселенной. И вот этот снимок — это квадратик на вот этом изображении, отзумленный, и 6 красных объектов. Почему они красные? Потому что есть красное смещение, их спектр в 6 раз сдвинут, все линии, сам континуум спектр сдвинуты в сторону красных волн. Вот эти 6 объектов они находятся примерно на одном красном смещении, то есть они в пространстве образуют группу, вот это близкие галактики, которые просто видны в том же направлении. А вот эти шесть галактик действительно находятся близко друг от друга, но в этот момент, вот спустя один миллиард лет после Большого взрыва, они ещё не образовали скоплений. Сейчас мы знаем, что они где-то образовали скопления, ну, вместе с другими галактиками, и находятся от нас на большом расстоянии, удаляются от нас со скоростью большей скорости света. И мы никогда не увидим это скопление, потому что оно удаляется от нас быстрее света и, соответственно, свет до нас не доползёт, но мы застали вот это детство этой группы галактик, то есть мы видим протоскопление галактик, такое сгущение, которое в будущем превратится в галактическое скопление. То есть мы видим эту эволюцию, и опять-таки мы можем строить модели для описания реальных наблюдательных данных. И в качестве одного из ингредиентов этих моделей, важнейшего ингредиента (как раз без обычного вещества можно обойтись) нам необходимо тёмное вещество, потому что, как мы видим, именно из тёмного вещества они в основном-то и состоят. Ну, давайте запустим видео — это соответственно одна из моделек, всё это начинается на красном смещении 28 примерно, тогда ещё нет никаких звёзд, нет никаких галактик. Но где-то уже плотность вещества немножко побольше, где-то поменьше, и всё происходит просто под действием гравитации. Соответственно, потихонечку за 13 с хвостиком миллиардов лет вырастает большая структура. В итоге получается куб размером несколько сот миллионов световых лет, то есть видны крупные скопления, сверхскопления галактик, видна хорошо эта волокнистая структура, видны пустоты — войды. Единственное, что здесь не отражено, и вы могли видеть много таких видео — с этой картинки убрано расширение Вселенной, то есть нужно себе представлять, что с красного смещения Z28 всё к нашему моменту расширилось в 29 раз естественно. То есть, вообще говоря, мы должны были бы начать с такого маленького кубика, который бы постепенно раздувался, но если сделать кубик в 30 раз меньше — вам просто ничего не будет видно. Поэтому это визуализуют в таком вот кубе неизменного размера, но нужно представлять, что на это ещё накладывается расширение Вселенной. То есть вроде бы мы видим, что вещество собирается в скопления — это правда, но вообще говоря, эти скопления удаляются друг от друга из-за расширения Вселенной — отсюда это просто убрано. Так вот, соответственно, мы можем строить такие модели и сравнивать это с результатами наблюдений, с данными по крупномасштабной структуре распределения галактик и, соответственно, смотреть, насколько хорошо наши модели согласуются с тем, что в природе наблюдают астрофизики. И тёмное вещество — это очень важная гипотеза, которая лежит, по большому счёту, в основе всего этого, то есть это не самая главная может быть гипотеза, но одна из самых главных, и убери её — всё это рассыплется. Я постоянно употребляю слово «гипотеза» и буду продолжать его употреблять, но существенно, что бывает гипотеза и гипотеза, бывает гипотеза чуть получше, бывает гипотеза чуть похуже, а бывают совсем плохие гипотезы. Но вот есть очень важный класс гипотез, которые можно назвать стандартными гипотезами в том смысле, что это то, как мы думаем — вот по умолчанию всё и происходит. То есть, если вы занимаетесь непосредственно там космологией, вы можете рассматривать другие какие-то гипотезы, но если космологические данные нужны вам как входные — вы просто берёте лучшее, что сейчас есть у космологов. То есть вы берёте что-то максимально стандартное, и в этом смысле гипотеза о существовании тёмного вещества — это, безусловно, стандартная гипотеза в том смысле, что она с огромным отрывом опережает все остальные модели, которые описывают тот же самый комплекс данных. То есть у этой гипотезы это получается гораздо естественнее, гораздо лучше и, естественно, тёмное вещество, тёмная материя — красивые словосочетания, их все любят использовать.

Вот это замечательная инсталляция, которая называется тёмное вещество, и в этом смысле гипотеза тёмного вещества влияет даже на искусство.

Когда тёмное вещество придумали и зачем? Естественно, в астрономии (но хочется сказать: и в жизни) мы постоянно сталкиваемся с чем-то, что хочется назвать тёмное вещество. Представьте, такая вполне реалистичная ситуация: вы просыпаетесь, темно, и вы абсолютно не знаете, где вы. Но вы понимаете: вы в какой-то комнате, в какой вы комнате — вы не знаете и не очень помните, как вы тут оказались. Вы догадываетесь, что, наверное, в комнате должен быть выключатель. Ну, и вот так по наитию, встав, пытаясь не наступить на другие тела, идёте к выключателю. Вы думаете, что он где-то там. Вы идёте. И, как правило, в тёмных комнатах бывают столы с очень острыми углами. Вы налетаете на этот угол, вы, естественно, говорите: ой, тёмное вещество. Потому что оно, безусловно, тёмное, его не видно, и оно, безусловно, вещество, потому что иначе, откуда этот синяк? То есть с тёмным веществом мы сталкиваемся постоянно, астрофизики тоже с ним сталкиваются, как правило, они сталкиваются с гравитационным влиянием тёмного вещества. Ну, например, вы живёте в каком-нибудь там начале XIX века, наблюдаете планету Уран и видите, что орбита Урана довольно хитро устроена, то есть как будто на Уран действует ещё что-то. И вы имеете полное право назвать это что-то тёмным веществом. Но тут вам понятно, что это не какое-то размазанное вещество, а ясно, что там ещё какая-то одна планета, и поэтому вы не употребляете термин тёмное вещество, вы говорите, что есть какая-то невидимая планета. Ну, дальше там приходят совсем другие люди и открывают Нептун. Но в некотором смысле вы по гравитационному влиянию увидели, обнаружили присутствие невидимого объекта, то есть вы увидели некое тёмное вещество. И в таких ситуациях, в похожих, например, они могли быть связаны с движением звёзд в галактике, идея, похожая на идею тёмного вещества, возникала неоднократно. Но, в конце концов, возникла идея, которая дожила до наших дней именно вот как то тёмное вещество, которое мы знаем, то тёмное вещество, о котором мы говорим. И в этом смысле всё началось в 30-е годы благодаря работам Фрица Цвикки. Фриц Цвикки изучал движение галактик в скоплениях. Что такое галактика и так все знают, про скопления мы уже немножко поговорили. Это, значит, картина современного художника, то есть это я рисовал. Крючочки вот эти — это означает галактики, это скопления галактик. Галактики стремятся разлететься, просто потому что они двигаются, их скорости можно померить. По эффекту Доплера вы можете, как минимум, померить, как они двигаются к вам, от вас, ну, а дальше можете сообразить, что наверно они летают случайным образом, и поэтому их скорость случайным образом ориентирована в пространстве. И если вы для десятков галактик померили скорость вперёд—назад, то вы можете в среднем вычислить их полную скорость, полную кинетическую энергию, скажем, движения этих галактик. Галактики стремятся разлететься, но гравитация их удерживает, то есть вот есть сила, которая пытается галактики удержать, вопрос в том, насколько одно уравновешивает другое. То есть ясно, что если вы зачем-то на eBay купили астероид, не зная, что это совершенно неправильная операция, и никто вам этот астероид не отдаст, но, тем не менее, купили вы на eBay астероид, прилетели на него, привезли два кислородных баллона, думаете: вот вы сейчас напустите тут кислорода, снимете шлем скафандра. Открыли краники на баллонах, сняли шлем скафандра и довольно быстро умерли. Почему? Потому что астероид маленький. Вот в этой комнате из таких как-то по-настоящему материальных объектов самые быстрые объекты это молекулы, составляющие воздух. Потому что у них скорость движения может составлять сотни метров в секунду у этих молекул. И для земли 100 метров в секунду это не бог весть как много, чтобы отсюда улететь — нужно километры в секунду, вторую космическую скорость. Чтобы с маленького астероида улететь, сотни метров в секунду — вполне нормальная скорость. И поэтому если вы напустили кислорода в смеси с азотом — как вам больше нравится, к чему вы привыкли — при комнатной температуре у вашего астроида, допустим, там, в зоне обитаемости находится и там, в общем, можно поддерживать такую температуру — всё равно эти молекулы быстро разлетелись вокруг. То есть не хватает массы, нужна большая масса, нужна сильная гравитация для того, чтобы удержать быстрый объект, вот, собственно, и всё. И скорости галактик в скоплениях оказались не сотни метров в секунду, а сотни километров в секунду. Сотни километров в секунду — это много. Вы можете посчитать, какая масса нужна для того, чтобы скопление не разлетелось. На самом деле то, что скопления не разлетаются, это гипотеза. Но, к счастью, эта гипотеза правильная. Например, там несколько позже существовала гипотеза Амбарцумяна неправильная о том, что скопления галактик действительно разлетаются, что там всё образовалось из какого-то первичного вещества, и как бы такой маленький большой взрыв произошёл, и всё это разлетается — это неправильная гипотеза. Действительно гравитация удерживает. Вы можете посчитать, какая масса должна быть, а дальше можете посчитать, какая масса есть. Мы примерно знаем, сколько весит галактика в смысле её звёзд. То есть, посмотрев на галактику, определив её светимость, мы можем сказать, сколько в ней звёзд, мы можем сказать, сколько в среднем весит одна звезда, перемножить одно на другое, ну, и всё — получим массу галактики. И когда мы сравним с полной массой скопления, которая необходима для того, чтобы удержать галактики от разлёта, мы получим, что этой массы не хватает раз в 10, а то и в 15, а то и в 20, короче, не хватает очень сильно.

И тогда Цвикки (ну, вообще у него было много гипотез, надо сказать, за его творческую жизнь, но иногда они были совершенно гениальны) он сказал: значит, есть какое-то невидимое, то есть тёмное вещество, которое есть в скоплениях, и которое составляет вот эту недостающую массу, и этого тёмного вещества гораздо больше, чем звёзд в галактиках по массе, и именно это удерживает скопление. С течением времени эта аргументация только ужесточалась, становилась более серьёзной. Вот на этой картинке изображение — это рентгеновские данные, и вот это голубое, синее сияние — это горячий газ в скоплениях галактик. Он на самом деле горячий, у него температура 30 миллионов градусов. Редакторы в этот момент любят спрашивать: а скажите, 30 миллионов Цельсий или Кельвин? Это уже без разницы. 30 миллионов градусов и, естественно, молекул там никаких нет, уже всё разрушено, это в основном ионизованный водород и гелий. И для того, чтобы удержать эти протоны, электроны, ядра гелия, вам действительно нужна большая масса и масса по порядку, начиная, оказывается, с такой же, которая нужна, естественно, для удержания галактик. Ясно, что она большая, и очень надёжны эти данные, здесь даже речь не идёт об индивидуальных скоростях галактик, а вы просто определили температуру этого газа. А дальше там сообразительный школьник 10 класса всё может посчитать, в учебнике все эти формулы есть. Это произошло в 30-е годы, но это не значит, что такая бурная история изучения тёмного вещества прямо в 30-е годы и началась. Тогда эта идея не привлекла большого внимания, и уж, конечно, никто не думал о том, что это будет какое-то особое тёмное вещество, потому что тогда нельзя было сказать: а почему, например, не может быть много газа, пыли, кирпичей каких-нибудь, ну, можно придумать много чего, сделанного из элементов таблицы Менделеева, даже просто из водорода, что будет носить большую массу, но не будет проявлять себя в наблюдениях. И, кстати, конечно, никаких рентгеновских наблюдений не было в 30-е годы, то есть, в общем, это не особенно обсуждалось.

И некая такая реинкарнация идеи тёмного вещества произошла в 70-е годы трудами нескольких исследовательских групп, и описание этой истории оно такое вот довольно мозаичное. То есть лучше читать много разных источников. Вот совсем недавно в издательстве «Век 2» вышла книжка небольшая, где первая половина — это такой 90 страничный рассказ Яана Эйнасто эстонского астронома, который внёс один из ключевых вкладов в историю, связанную с тёмным веществом, и он рассказывает в первую очередь о работах своей группы и тех, с кем они коллаборировались. Я просто хочу сказать, что это очень существенная часть рассказа, потому что обычно мы читаем историю немножко с другой стороны, и это не значит, что там одна правильная, другая неправильная — они именно дополняют друг друга. В общем, как бы то ни было, несколько исследовательских групп в разных странах изучали галактики, изучали вращения галактик. Вот она галактика и для галактики мы можем измерить скорость её вращения. Конечно, когда мы смотрим на неё прямо плашмя, это измерить трудно, зато галактика выглядит красивее. Но если она хотя бы градусов на 20—30 к нам наклонена, то очень хорошо измеряется скорость движения звёзд или газа в этой галактике. Для звёзд обычно измеряется скорость лучше. Что мы ожидали бы увидеть? Скорость определяется тем, какая масса есть внутри данного радиуса и, соответственно, как далеко мы от этой массы, если она сконцентрирована, отошли. Простой пример Солнечной системы. Вся масса сосредоточена в Солнце. Планеты вращаются вокруг Солнца — чем дальше, тем медленнее вращаются. У Земли скорость обращения вокруг Солнца 30 километров в секунду, а если вы отходите в 100 раз дальше, то скорость падает в 10 раз и, соответственно, будет 3 километра в секунду на расстоянии 100 астрономических единиц. В галактике масса создаётся звёздами, газом, как мы думаем, и видно, что в центре звёзд больше, на периферии их меньше, можно прямо измерить, как падает количество звёзд. И можно построить кривую для скорости вращения галактики под действием собственной гравитации. И мы бы ожидали (вот на этом графике наши ожидания нарисованы), что вначале скорость растёт, потому что мы двигаемся по области, где много звёзд, масса становится всё больше и больше. И эта масса заставляет звёзды, которые находятся снаружи, крутиться быстрее. Скорость растёт, а потом мы доходим до области, где становится очень заметным уменьшение плотности звёзд, пространственной плотности звёзд, их просто всё меньше и меньше. И поэтому мы думаем, что как в Солнечной системе всё начнёт падать, ну, и, наконец, совсем далеко, где звёзд нам уже не видно, но может быть мы видим какие-то редкие отдельные звёзды или облака газа, что-то, для чего мы можем измерить скорость, то там будет уже примерно по закону Кеплера скорость спадать — такие нормальные ожидания, люди думали, что так оно и должно происходить. Это поможет изучить распределение массы в галактике и сопоставить с тем, что видно прямо на изображении. Но реальность оказалась совсем другой, и оказалось, что в подавляющем большинстве галактик скорость вращения не падает, а в некоторых, как мы видим, вообще растёт — и это проблема. То есть расти она может. Откройте учебник 9 класса, там прямо это всё написано. Расти она может только потому, что растёт масса, а ничего не видно, то есть галактика закончилась вроде бы, видимая галактика закончилась, а масса продолжает увеличиваться — и это очень удивительно, очень подозрительно. Ну, вот ещё раз здесь теоретические картинки просто для закона Кеплера, вот он закон Кеплера, это расстояние от центра галактики, диск, вот сплошная линия — это просто галактический диск, диск плюс небольшая сферическая структура в центре, которая называется словом балдж. Есть люди, которые очень не любят заимствованные слова. Вот мне сказали: ну, как вы говорите балдж, это же не балдж, это центральное вздутие. И после 15 минут постоянного употребления центрального вздутия люди сказали: хорошо, говорите балдж. И так, значит, диск плюс небольшое центральное вздутие. Всё равно скорость должна наружу сильно спадать, но в реальности это для реальной галактики построено. Вот она галактика. Это фотография всё в одном масштабе едином. Ожидали бы мы, что вот когда звёзд уже не видно, скорость вращения будет спадать, а скорость не спадает, а растёт, причём растёт долго, тут уже звёзд-то почти никаких не видно, но, тем не менее, что-то кое-что видно, поэтому скорость можно померить. Значит, должна быть ещё какая-то невидимая составляющая галактики — достаточно надёжными (и я бы не сказал, что суперхитрыми) методами, но не очень тривиальными можно показать, что вот эта лишняя масса не может составлять диск. Это должно быть что-то в достаточной степени округлое, и поэтому это называют словом гало.

Эйнасто и его коллеги они пытались предложить слово не гало, а корону, как Солнечная корона, ну, это не прижилось, прижилось гало, и поэтому мы говорим о галактических гало. Есть звёздное гало, то есть действительно кроме звёзд в диске есть звёзды, которые образуют такую почти сферическую составляющую галактики. А есть гало вот этой невидимой тёмной массы. И чем больше галактик изучали, чем для большего числа галактик промерили эти кривые вращения, тем чаще люди видели, что кривые вращения не спадают по кеплеровскому закону, а оказываются гораздо более плоскими. То есть это означает, что фактически во всех галактиках мы видим эту лишнюю тёмную массу: где-то больше, где-то меньше, но это нормально, потому что галактики все разные и, естественно, они не обязаны иметь одинаковую кривую вращения. Но важно, что общим свойством является то, что в галактике есть какая-то невидимая масса, которая динамически гравитационно себя очень заметно проявляет.

Есть очень редкие примеры галактик, где этой массы очень мало. Ну, на самом деле она всегда нужна, но это может быть там не 90% массы галактики, а наоборот 10% массы галактики — такие примеры тоже есть, то есть вы это можете увидеть где-нибудь. И, естественно, как только люди видят такие кривые, они радостно говорят: значит, тёмного вещества нет. Ну, это означает, что может быть тёмного вещества нет в этой конкретной галактике, но не более того, потому что вот таких примеров гораздо больше, и поэтому типичным свойством галактик является наличие этой дополнительной невидимой массы.

В галактике кроме балджа, кроме диска, в котором находятся спирали, есть гало, то есть такое довольно округлое нечто, которое состоит из вот этой дополнительной массы. Изучая динамику галактик, можно даже определить примерно форму вот этого нечто, понять, насколько она сплюснутая, там вытянутая, какая-то сигарообразная, арбузообразная, огуречнообразная. Как бы то ни было, по большей части это получаются действительно довольно округлые такие штуки, но там интересно, вот на этом графике отложено отношение диаметров в таком и в таком направлении, и довольно часто это близко к единице, то есть это практически сфера. Но бывают и довольно вытянутые случаи в отношении 1 к 5 — это, конечно, уже действительно даже такой огурец довольно вытянутый. Так что бывает по-всякому, но как бы то ни было, важно понимать, что вот это нарисовано не в масштабе, на самом деле диск гораздо меньше. Гало больше, чем диск в линейных масштабах, ну, как минимум раз в 10, ну, может быть чуть больше, десятка — такое хорошее число, довольно легко запоминать и показывать, нам десятка очень близко. Вы знаете, что хороший фрезеровщик может показать число Пи на пальцах. Ну, вот обычно проще с десяткой.

Итак, промежуточные итоги. Мы сказали, что, во-первых, мы (это такой важный наблюдательный факт) можем наблюдать эволюцию галактик, эволюцию скоплений галактик. И в случае скоплений и в случае галактик даже безо всякой эволюции мы видим динамическое свидетельство того, что и в скоплениях и в галактиках есть дополнительная масса. Это очень важно, что и там и там, потому что это присутствует, соответственно, на разных масштабах, в объектах, связанных друг с другом галактик и скоплений галактик же, но, тем не менее, мы знаем, что эта масса концентрируется и в галактике и в скоплениях галактик, то есть в скоплении эта масса есть и между галактиками — это всё важные наблюдательные факты.

Ну, теперь выйдем на такие просторы космологические и посмотрим на нашу Вселенную в целом. Мы можем изучать эволюцию нашей Вселенной. Вначале была стадия инфляции, возможно — это тоже гипотеза и тоже стандартная. Потом произошёл Большой взрыв — это мы напрямую не наблюдаем. Большой взрыв по большому счёту — не гипотеза, а некое такое серьёзное утверждение, основанное на большом комплексе наблюдательных данных. Инфляция — это гипотеза, но тем не менее. Мы не видим прямо непосредственных свидетельств самого Большого взрыва как такового, мы видим более поздние отголоски. И самый главный отголосок — это реликтовое излучение. Мы видим непосредственно излучение, которое родилось, появилось во Вселенной, спустя 300 с небольшим тысяч лет после Большого взрыва. То есть мы знаем, что Вселенная действительно была в этот момент горячая и плотная. И, наблюдая это излучение, можем очень хорошо, напрямую из наблюдений, получить свойства Вселенной, когда ей было 300 с небольшим тысяч лет. И это в том числе является одним из четырёх таких столпов, на которых стоит модель Большого взрыва. Вселенная была горячая и плотная, соответственно, никакие структуры там существовать не могли, она остыла, стала тёмной и прозрачной, и понадобилось несколько десятков миллионов лет, чтобы зажглись первые звёзды, потом сложились первые галактики. Ну, нот потихонечку росла структура. Излучение звёзд, галактик ионизовало газ, соответственно, вот то, что он здесь более светлый, это соответствует тому, что он ионизованный. Но самое главное, что вот всю эту историю росла потихонечку структура. Вот та самая ячеисто-волокнистая структура, которую вы уже видели на видео, и она продолжает расти, и всё это происходит на фоне расширения, то есть узлы этой структуры удаляются друг от друга, но, тем не менее, вещество по этим волокнам продолжает течь в те области, где массы больше, и поэтому структура развивается, она растягивается. А наоборот её отдельные элементы становятся более компактные, сжимаются под действием гравитации. И мы можем изучать этот процесс и опять-таки, изучая его самыми разными способами, мы видим, что объединение этих наблюдательных данных приводит к тому, что нам необходимо тёмное вещество. Давайте попробуем понять, почему. Для этого начнём с реликтового излучения.

Реликтовое излучение было придумано Альфером и Гамовым в 40-е годы, которые изучали совсем другой вопрос. Они изучали очень важную штуку, они изучали первичный нуклеосинтез. Ясно, что когда у вас горячо и плотно — у вас разрушаются все плотные структуры. Соответственно, если мы возьмём таблицу Менделеева, то разрушается вся таблица Менделеева до первого элемента. Водород — это просто протон, но мы можем идти в ещё раннюю область, где и протоны существовать не могут, но, как бы то ни было, первым, естественно, появляется протон. Появляется протон — появляются нейтроны. Вот после этого вы можете из протонов и нейтронов создавать всю остальную таблицу Менделеева.

Вся Вселенная похожа на недра звезды, там горячо и плотно, то есть идут термоядерные реакции. Проблема в том, что Вселенная быстро расширяется, то есть она становится менее плотной и менее горячей, поэтому для того, чтобы запустить этот синтез, чтобы его запустить и проводить, синтезировать — у вас есть всего лишь несколько минут. То есть вот идея понятна. Представьте, что у вас есть элементарные кубики Лего, вы их разбросали по комнате, и теперь вы можете из них собирать там что хотите — звезду смерти. Но проблема в том, что эти кубики у вас разбегаются и поэтому у вас есть всего несколько минут для того, чтобы что-то собрать. Естественно, вы успеваете собрать только максимально простые элементы, и реально в природе из протонов и нейтронов вы можете собрать только гелий. То есть происходит некая цепочка реакций, по дороге там немножко дейтерия образуется, ну, тритий потом распадётся, немножко гелия-3, ну, вот вы дойдёте до гелия-4 и всё. И Альфер и Гамов построили первую хорошую модель — теорию синтеза гелия, но при этом требовалось, чтоб Вселенная была горячей и плотной, а значит, от этой эпохи должно было остаться излучение. Вот это излучение потом и было названо реликтовым, соответственно, в 40-е годы оно было предсказано, и правильно была предсказана его температура. Удивительным образом его не бросились искать. Несколько раз случайно обнаруживали и не узнавали, в общем, это тоже довольно драматичная история.

Как бы то ни было, совершенно случайно Пензиас и Вильсон обнаружили реликтовое излучение. Они, вообще говоря, настраивали радиотелескоп и обнаружили помехи, обнаружили шум. С одной стороны ясно, что если вы видите какой-то шум, вы думаете, что проблемы в телескопе. Это знаете, как:
— Доктор, у меня здесь болит, здесь болит, здесь болит.
— Ну, понятно, у вас палец сломан.

Но после того как они с этим замечательным радиотелескопом поработали подольше, они поняли, что с телескопом всё в порядке — это сама по себе интересная история, я боюсь, что я её тысячу раз рассказывал. То есть там жили голуби, это и похоже на такую голубятню сюрреалистическую, там жили голуби, выгнали голубей — шум не исчез. Убрали продукты жизнедеятельности голубей — шум не исчез. Дальше там покопались в электронике — шум не исчез. И всё. Значит, шум приходит откуда-то. И правильные теоретики очень быстро им объяснили, что это и должно быть излучение, которое осталось от вот этих первых десятков, сотен, тысяч лет, когда Вселенная была горячей. И к настоящему моменту излучение должно иметь температуру несколько Кельвин. Соответственно, его максимум должен приходиться как раз на радио диапазон. И Пензиас и Вильсон за это замечательное открытие получили Нобелевскую премию по физике, потому что реликтовое излучение это не только там одно из серьёзнейших доказательств правильности модели Большого взрыва, но, как мы увидим, это лучший, наверное, инструмент изучения Вселенной в целом, и в том числе ранней Вселенной, поскольку это действительно непосредственное излучение, которое было испущено более 13 миллиардов лет назад.

Здесь обычно говорят, что все вы видели реликтовое излучение, потому что если вы телевизор вот с нормальной антенной, не кабельной, настроите на пустой канал, то в этом шуме несколько десятков процентов, несколько процентов этого шума определяется именно реликтовым излучением.

Реликтовое излучение имеет температуру несколько кельвинов. Но если вы точно измеряете эту температуру, то сначала вы обнаруживаете, что температура потрясающе удивительно равномерна по небесной сфере, она равномерна с точностью 0,00001. Если мы уберём там эффекты, связанные с Доплером, то есть с движением земли, то точность будет примерно 0,00001 — это фантастически высокая точность. И это само по себе удивительно, это привело к появлению теории инфляции в итоге. Но если вы измеряете ещё лучше, что люди научились делать уже в 90-е годы, даже я бы сказал в конце 90-х годов, то вы обнаруживаете, что где-то температура побольше, где-то поменьше. Здесь астрономы не звёздные, поэтому вы знаете: люди делятся на две большие категории: на астрофизиков и сантехников. Для астрофизиков горячее обозначается синим, то есть вот красные звёзды — это более холодные звёзды, сине-белые такие звёзды, голубые звезды — это горячие звёзды. И все остальные — нормальные люди, у которых горячая вода красненьким обозначается, а холодная синеньким. Я вот один раз жил в гостинице, где, видимо, сантехник был астрофизиком — очень неудобно в душ ходить. Как бы то ни было, космологи в этом смысле не астрофизики — красное соответствует более горячему.

И вот на этом уровне, на 0,00001, появляются неоднородности температуры, которые соответствуют неоднородностям плотности в ранней Вселенной, то есть действительно где-то плотность вещества побольше была, где-то поменьше, и мы можем это наблюдать. То есть это приносит нам непосредственную информацию о структуре этой молодой Вселенной, что очень важно. И поэтому это уже делает реликтовые излучения важным инструментом в изучении Вселенной, плюс это излучение правда шло к нам через всю видимую Вселенную. Соответственно, в некотором смысле в нём отпечатана вся эта Вселенная, включая глобальные свойства Вселенной, включая её геометрию. И вот геометрия нам как раз очень важна.

Говорят, что наша Вселенная плоская. Здесь возникает естественный вопрос: откуда же я вчера упал, если она плоская? Имеется в виду именно геометрия Вселенной. То есть, есть плоская геометрия, евклидова геометрия, сумма углов треугольника равна 180 градусам, параллельные прямые не пересекаются. Вселенная в большом масштабе имеет такие же геометрические свойства.

То есть, если вы там древний грек, вы живёте в Древней Греции, вы нарисовали треугольник, померили, значит, углы — 180 градусов. Теперь вы задаётесь вопросом: а если вы нарисуете треугольник размером 1000 на 1000 на 1000 километров. У них не было километров — неважно. Большой треугольник нарисуете. У него сумма углов будет больше или меньше 180 градусов? Больше, конечно, потому что вы уже будете на сфере рисовать, на поверхности Земли — и у него сумма углов будет больше. Вы можете проделать это упражнение, но, будучи древним греком, довольно тяжело, но если очень постараться — можно. Проще как раз фараонам, потому что есть много народа, его можно запрячь и сказать: нарисуйте мне треугольник вот так, вот так… И там побежали люди, верблюды, тянут верёвочки. Было б, кстати, гораздо прикольнее, чем пирамиду строить если. Так вот, таким образом, к слову сказать, фараон мог бы доказать, что Земля круглая. Ну, или, по крайней мере, там, что она не плоская. Совсем круглая — ему было бы тяжело, там пришлось бы ждать Магеллана какого-нибудь. Как бы то ни было, что будет, если мы нарисуем теперь треугольник размером миллиард световых лет на миллиард на миллиард? Вот у него сумма углов будет равна 180 градусам или нет? Ответ — будет. И мы это знаем, потому что благодаря реликтовому излучению мы можем изучать, измерять глобальную геометрию Вселенной. Почему? Потому что мы видим этот реликтовый фон, и мы знаем примерно, с достаточной точностью знаем, как должны были бы выглядеть вот эти неоднородности, горячие, холодные части Вселенной. И мы можем эту теоретическую картину сравнить с данными наблюдениями. Они могут отличаться только потому, что свет вот той теоретической правильной картины шёл к нам 13 миллиардов лет через Вселенную более или менее кривую. То есть вы понимаете: если у вас есть стекло, и вы понятия не имеете, есть ли в нём дефекты, если вы смотрите на ясное чистое голубое небо — вы никогда не узнаете просто так, есть в нём дефекты или нет. Потому что даже если стекло там с каким-то дефектом — вы видите ясное чистое голубое небо. Но если вы за это стекло поставите человека в клетчатой рубашке, то вы узнаете, искажённое это стекло или нет. Клеточки будут ровнее, или они будут совсем кривые, и вы поймёте, что сам человек, наверно, не может быть таким кривым и, наверно, это эффект стекла. Так вот в этом смысле, сравнив картинки наблюдаемого реликтового излучения с данными расчётов, мы можем сказать, что Вселенная не положительную имеет кривизну, не отрицательную, а плоскую, с большой точностью. То есть не просто есть три варианта — мы измеряем этот параметр, там плоской Вселенной соответствует единичка, и от единички в пределах ошибок эта штука отличается не больше, чем на несколько процентов сейчас. То есть мы знаем, что наша Вселенная действительно плоская, и также мы знаем, что, уж как минимум, в первом приближении Вселенная описывается общей теорией относительности.

Соответственно, вот эта кривизна пространства связана с веществом, которое в пространстве есть. И плоской Вселенной соответствует совершенно конкретное значение средней плотности вещества, энергии, — чего угодно во Вселенной. И таким образом, чтобы мы эту цепочку проговорили всю, проведя измерение реликтового излучения, мы напрямую определяем среднюю плотность вещества во Вселенной. Мы не определяем массу в неком смысле, Вселенная может быть бесконечна, но мы определяем среднюю плотность вещества во Вселенной в большом масштабе, там, где Вселенная уже однородна, а то, что она однородная, мы знаем, потому что реликтовое излучение однородно с точностью 0,00001. Таким образом, мы определили среднюю плотность. Хорошо. Чем же она определяется? Из чего мы можем делать Вселенную? Первое, что нам приходит в голову, естественно, — таблица Менделеева, то есть обычное барионное вещество. Но теперь мы берём теорию первичного нуклеосинтеза, и происходит понятная штука: если у вас вот этих кубиков Лего было насыпано много, то вы соберёте больше сложных деталек. Если было насыпано мало — значит, вам нужно больше времени доползти до каждой детальки, то есть они у вас реже будут взаимодействовать друг с другом — и вы создадите меньше сложных структур. Соответственно, если у нас плотность барионов, то есть плотность обычного вещества в молодой Вселенной была больше, значит, вы насинтезируете больше гелия, в пределе ста процентов вы весь водород можете пережечь — водорода не останется, будет сплошной гелий, например. Чем меньше плотность вещества во Вселенной была, барионного, обычного вещества во Вселенной, тем меньше вы насинтезируете гелия. И действительно, ну, вам, к сожалению, не видна нижняя ось здесь, но поверьте мне, что там нарисована плотность, плотность барионов, там не важно, в каких единицах, могу это проговорить, но плотность растёт в эту сторону. И нас интересует, в первую очередь, вот эта зелёная линия — это относительная доля гелия, содержание гелия. Соответственно, если бы плотность обычного вещества была маленькой — гелия насинтезировалось бы там процентов 20, если бы была очень большой, то подползала бы к 30 процентам. И мы знаем, сколько на самом деле гелия насинтезировалось. Значит, мы можем очень точно определить плотность барионов во Вселенной на момент первичного синтеза, то есть на момент первых нескольких минут жизни Вселенной. И мы можем сравнить это теперь с тем, что мы получили на предыдущем слайде, и окажется, что нам не хватит примерно в 20 раз. То есть мы знаем среднюю плотность во Вселенной, и мы совершенно надёжно знаем, что барионами её обеспечить нельзя. Вот на этот левый график посмотрим: по вертикальной оси — плотность вещества, по горизонтальной оси — постоянная Хаббла. Сейчас мы знаем, что она примерно 0,7 в этих единицах. Соответственно, плотность барионов может быть не больше нескольких процентов, а нужно добраться до ста процентов. И существует вот этот промежуток, вот эта щель, то есть полная плотность Вселенной намного больше плотности барионов, то есть Вселенную надо заполнять чем-то кроме барионов. Это что-то может не быть веществом в обычном смысле, то есть это может быть там что-то удивительное, как тёмная энергия, это может быть излучение, это может быть нейтрино. С каждым конкретным примером надо разбираться. Но как мы увидим, эти разборки приводят к тому, что нужно добавить не только излучение, не только тёмную энергию, не только нейтрино, но и некоторое ещё тёмное вещество, которое очевидно состоит из каких-то других частиц. Всё это, правда, очень надёжные аргументы, но люди всегда хотят более прямых, то есть вот, допустим, вы присяжные, и обвинение что-то вам рассказывает, какие-то экспертизы сложные, какие-то графики, конгресс какой-то, немцы. Вы говорите: всё хорошо, — где топор окровавленный? Вот теперь буду показывать окровавленный топор. Это оптическое изображение, здесь снова звёздочек почти что нет, но вот там раз звёздочка, ещё где-то есть звёздочка, всё остальное — это галактики. Видно, что вот здесь галактик много, здесь правда находится скопление галактик. Картинка плоская, но если учесть расстояние до галактик, то и вот здесь галактик много, то есть мы видим два скопления: вот одно, вот другое. Итак, близко друг от друга в пространстве находится два массивных скопления галактик. Как они должны двигаться, на ваш взгляд? Друг к другу в любом случае — очень логично, правильно. Эти двигаются друг от друга. Идеи? Почему? Все идеи имеют право на существование, правильно. Но на самом деле это означает, что они раньше притягивались, но уже просто пролетели друг сквозь друга. То есть всё работает правильно, но просто мы видим следующий шаг. Они притягивались друг к другу, но, естественно, поскольку это не твёрдые объекты — они не могут удариться друг о друга, они просто пролетели друг сквозь друга. Мы можем определить, как распределены галактики в них, и мы можем определить, как распределена масса в скоплениях галактик, масса чего угодно, просто масса. Для этого используется очень интересная техника, которая называется слабое гравитационное линзирование. Идея очень простая. Любое массивное тело, то есть любое тело, обладающее массой, массивное тело мы считаем, что там хомяк это не массивное тело, а бизон это массивное тело — ничего подобного, и то и другое — массивное тело, просто одно лёгкое, а другое тяжёлое. Любое тело, имеющее массу, искажает пространство-время вокруг себя и, соответственно, это чувствует всё, что движется в этом пространстве-времени, в том числе и световой луч. То есть вот я свечу куда-то, здесь точечка. Если вы сюда внесёте какую-нибудь маленькую чёрную дыру, ну, которая весит как гора, то, соответственно, точечка куда-нибудь сместится, потому что исказится пространство-время на пути луча, и луч пойдёт по какой-то другой траектории. Соответственно, если мы сквозь скопления галактик наблюдаем более далёкие галактики, то свет от этих более далёких галактик проходит через искривлённую область пространства, и траектории меняются, что означает, что просто изображения далёких галактик оказываются искажёнными — вот оно на самом деле так и выглядит. Это пример достаточно сильного линзирования на скоплении галактик, то есть вот эти все такие дуги — это изображения далёких галактик, которые мы видим сквозь скопления. И можно разработать технику, и она была создана относительно недавно, в конце 90-х годов, наверно по большому счёту. Когда, наблюдая множество галактик сквозь скопления галактик, вы можете определить распределение массы в скоплении, и нам не важно, чем создаётся эта масса, какими-то удивительными частицами, кирпичами, чёрными дырами, газом — чем хотите — вы всё равно получите распределение, искривление пространства, и в этом смысле это хорошо, мы именно это и хотим получить. Мы хотим получить распределение массы вообще, то есть мы поняли, что это возможно. Возвращаемся к нашему примеру: вот так распределены галактики, вот так распределена масса. Пока ничего удивительного: масса распределена так же, как галактики. Всё хорошо. Движемся дальше. Что ещё мы можем отнаблюдать? Мы можем в рентгеновском диапазоне отнаблюдать горячий газ в этих скоплениях галактик. Красным наложено рентгеновское изображение горячего газа, мы теперь можем сложить всё вместе, и смотрите: галактики находятся там же, где масса, ну, или если хотите, масса находится там же, где галактики, а вот газ явно сдвинут. И напомню: это сталкивающиеся скопления галактик.

Ну, вот как всё оно было. Давайте опустим видео. Синее — это масса, то есть это какое-то обычное вещество, которое не сталкивается друг с другом, красное — это газ, и газ сталкивается с другим газом — образуется ударная волна. Синенькая у нас спокойно пролетела, а вот красненькая затормозилась, ну, и в конце наложили данные наблюдений. Вот она красивая ударная волна выбила газ из одного скопления, вот немножечко газа из другого скопления. Таким образом, получается, что в скоплениях галактик есть три составляющие. Есть обычные галактики, их мало, они пролетели друг мимо друга, это не так интересно. Есть газ, его много, но газ был выбит из скопления галактик. И есть ещё что-то, что не является галактиками, не является газом и не взаимодействует ни само с собой, ни с газом. То есть это ещё какое-то именно вещество, потому что его собрали в кучу. Вот она эта куча, вот здесь этого вещества мало, а вот здесь много, вот тут совсем много. То есть это вещество, оно собрано в кучу, оно обладает массой, оно искривляет пространство — всё хорошо, всё происходит правильно, но оно — снова повторюсь — не взаимодействует само с собой или взаимодействует слабо, это то же самое. Не взаимодействует само с собой, не взаимодействует с обычным газом, спокойно проходит — вот это и есть тёмное вещество, вот это очень прямое свидетельство того, что мы имеем дело именно с тёмным, именно с веществом и именно не с барионным. То есть это то, что мы и хотели все предыдущие разы. Для того чтобы объяснить скорости галактик в скоплениях, для того, чтобы объяснить вращение галактик, для того, чтобы объяснить полную плотность Вселенной — нам нужно какое-то вещество невидимое, плохо взаимодействующее само с собой и со всем остальным кроме как гравитационным (гравитация — это совсем общее свойство). И вот мы видим красивый пример в конкретном случае столкнувшихся скоплений галактик. Соответственно, на основе всего этого получается модель, в которой тёмное вещество доминирует, его в несколько раз больше, чем обычного вещества. И вот эта красивая крупномасштабная структура, этот скелет Вселенной — это результат численного моделирования, сейчас это не наблюдение. Масштаб 125 мегапарсек. Ну, это, соответственно, чуть меньше 500 миллионов световых лет. Вот примерно в таком масштабе Вселенная начинает становиться однородной. Вот этот скелет Вселенной создан в основном из тёмного вещества просто, повторюсь, потому что его больше. Обычное вещество течёт туда, куда течёт тёмное вещество, просто потому что его меньше. То есть, вот любимый пример: вы едете в метро в час пик, следующая станция Павелецкая, вам там выходить не надо, а всему вагону там выходить надо, и поэтому вы выходите вместе со всем этим вагоном, просто потому, что их больше — вот как бы и всё.

Можем ли мы видеть этот скелет именно из тёмного вещества, не из галактик, не волокнистую структуру, нарисованную галактиками и их скоплениями, а саму структуру из тёмного вещества? Мы потихонечку начинаем это видеть, и вот первую такую косточку увидели в 2012 году, у меня иногда вот такие номера появляются на слайдах, это номера статей в архиве, соответственно, можно там забить этот номер и почитать оригинальную статью. Но самое главное, что первые числа указывают год и месяц, когда она была опубликована. Что удобно — сразу задают какую-то хронологическую шкалу, это относительно, я бы сказал, свежие результаты, пятилетней давности.

Итак, люди наблюдали скопление галактик. Вот одно скопление галактик, оно двойное, это не так важно. Вот другое скопление галактик. И методом того же самого слабого линзирования, про которое вы теперь всё знаете, люди определили массу в скоплениях и между ними. И обнаружили (хочется сказать удивительную вещь, но на самом деле ожидавшуюся вещь), что между скоплениями масса всё равно есть, здесь ничего не видно, здесь не видно галактик, не видно горячего газа — можно рентгеновское изображение наложить, там нет горячего газа, там нет галактик — мы ничего там не видим. Но мы видим, что там есть довольно много массы, лишь чуть-чуть меньше, чем в самих скоплениях. То есть плотность вещества меньше, чем в скоплениях, но лишь чуть-чуть. И это означает, что это и есть волокно тёмного вещества, которое и должно располагаться между скоплениями, там есть, конечно, немножко газа какого-нибудь, такого тёплого плохо излучающего, но здесь масса действительно создаётся в основном тёмным веществом, и это действительно элемент структуры, состоящей преимущественно из тёмного вещества.

Здесь показан другой результат, чуть более свежий, годичной давности, плохо видно — это февраль 2017 года. Здесь нарисовано волокно, но уже между, по сути, отдельными галактиками, то есть люди взяли много изображений пар галактик, сложили их и смогли показать, что существует такое волокно тёмного вещества между галактиками в среднем, то есть это ещё более мелкие элементы крупномасштабной структуры, созданной тёмным веществом, которые можно методом слабого линзирования обнаружить.

Итак, подведём итог. Про наблюдение я ещё буду говорить, но совсем немного. Подведём итог: есть огромный комплекс очень разных данных, которые все требуют одного и того же — того, чтобы примерно 25% плотности во Вселенной определялось каким-то веществом, которое образует структуру, эволюционирующую структуру, эволюционирующую под действием гравитации, именно это вещество создаёт структуру, в которую натекает обычный газ. И эта структура не может состоять из обычного барионного вещества. На самом деле здесь тоже есть всякие удивительные гипотезы. Если вы вначале сделаете барионы, но успеете их превратить во что-нибудь ещё до первичного нуклеосинтеза, то это тоже подойдёт. Но модели выглядят страшно искусственно. Условно говоря, если вы вначале сделаете много барионов там или антибарионов — чего хотите — и быстро в течение первых 10 секунд все их превратите в маленькие чёрные дыры, там строго определённых масс, то тоже это будет играть роль тёмного вещества, но это выглядит страшно искусственной моделью, есть другие похожие идеи, их нельзя закрыть, но выглядят они очень искусственно.

Всё естественным образом приводится к тому, что должны быть какие-то частицы, не входящие в стандартную модель, потому что ни одна частица стандартной модели, как было надёжно показано, не подходит на роль тёмного вещества. И это тёмное вещество играет ключевую роль в эволюции Вселенной. Ну, это красивая гипотеза, имеющая астрофизические аргументы в свою пользу, но, естественно, такие хардкорные физики и астрофизики они говорят: ну, что это вообще за наука? Это же вы просто куда-то посмотрели, и что? Это ничего не доказывает. Нужно получать прямые надёжные свидетельства того, что да, это вот такие-то частицы, вот такое-то сечение их взаимодействия, так-то они выглядят, таковы их свойства. Пока Particle Data Group не запишет эту частицу в свой толстый сборник, значит это как бы не настоящая частица, а какая-то странная гипотеза. И поэтому люди пытаются напрямую, как можно более напрямую, зарегистрировать тёмное вещество. У астрофизиков для этого есть один путь: во многих моделях частицы тёмного вещества могут аннигилировать, могут аннигилировать друг другом. И при аннигиляции рождаются частицы, включая фотоны, уже вполне нормальные.

То есть мы можем искать следы этой аннигиляции, в первую очередь гамма-излучения. Проаннигилировали две части тёмного вещества, появилось два гамма-кванта гамма-излучения с относительно понятными свойствами. Его можно искать, его ищут, ищут давно, ищут, но так и не могут найти. Лишнее излучение, естественно, в большем количестве будет приходить оттуда, где больше тёмного вещества. Тёмного вещества больше в основном, где больше обычного вещества. То есть это может быть центр нашей Галактики, это могут быть центральные области каких-то близких галактик, наконец, должен быть фон, лишний фон гамма-излучения, связанный с тем, что если гипотеза верна, то в каждой галактике есть тёмное вещество, значит, её центральная область является довольно мощным источником, и крупномасштабная структура вся фонит лишним гамма-излучением. Это астрофизический поиск, физика частиц, естественно, проводят лабораторные эксперименты.

Это схема лаборатории Гран-Сассо подземной (итал. Laboratori Nazionali del Gran Sasso, LNGS), то есть это тоннели и, соответственно, залы, где стоит оборудование. Во всех подземных лабораториях, так и хочется сказать, проводится довольно много экспериментов по прямому поиску частиц тёмного вещества. Если оно есть в галактике, значит, оно есть и здесь. Здесь, конечно, обычного вещества больше, вообще, ну, здесь-то уж совсем понятно, здесь вон сколько вещества. Ну, даже на расстоянии Солнца от центра галактики, то есть вроде бы в пустом космосе, всё равно обычного вещества раз в десять больше, чем тёмного. А тёмное вещество в основном вот эти большие гало вокруг галактик формирует, и там она в основном сидит. Ну, как бы то ни было, тёмное вещество есть и здесь, хотя оно слабо взаимодействует с обычными частицами, но всё-таки взаимодействует, должно, по крайней мере. И в этом смысле вы можете строить приборы, которые могут зарегистрировать взаимодействие частиц тёмного вещества с обычным, и тогда вы напрямую получите данные по этим частицам и, повторюсь, в мире существуют десятки экспериментов, там постоянно развивающиеся, совершенствующиеся, направленные на это.

Немножко, соответственно, про какие-то новости, связанные с поиском аннигиляции и с поиском частиц. Поиск аннигиляции примерно раз в год приводит к тому, что какая-нибудь группа радостно кричит: Эврика! Это мы видим лишнее гамма-излучение, мы видим аннигиляцию частиц тёмного вещества. Потом приходят другие группы, переобрабатывают данные, говорят, что это всё объясняется чем-нибудь другим, или вообще ничего не видно — и так происходит уже довольно долго.

Соответственно, в апреле прошлого года было сделано очередное заявление об избытке излучения от центра нашей Галактики, но его удалось объяснить более естественными причинами, то есть другими типами астрофизических объектов. Поэтому пока мы не видим аннигиляционного сигнала от центра нашей Галактики. Год назад, в феврале прошлого года появилось сообщение о том, что есть избыточный сигнал от центра туманности Андромеды, но опять-таки, по всей видимости, его удастся объяснить другими способами. Так что поиски аннигиляционного сигнала продолжаются, при этом важно сказать: существуют модели частиц тёмного вещества, где этот сигнал очень слабый или отсутствует, то есть это не обязательные требования к модели тёмного вещества, что должен быть какой-то сильный, заметный аннигиляционный сигнал. Его может вообще не быть. Здорово его обнаружить, тогда мы как бы сразу всё докажем, измерим, но, тем не менее, его отсутствие не является доказательством неправильности самой гипотезы.

В лабораторных экспериментах тоже ничего не видно, есть один эксперимент DAMA/LIBRA, который несколько лет назад заявил о том, что они видят сигнал, связанный с частицами тёмного вещества. И сигнал периодический, что связано, по их мнению, с тем, что Земля вращается вокруг Солнца, соответственно, если есть поток частиц, то полгода мы движемся по потоку, полгода движемся против потока, и это должно сказываться на счёте этих частиц, но никто не может воспроизвести результаты DAMA/LIBRA, то есть их данные противоречат всем остальным экспериментам. Свою аппаратуру DAMA/LIBRA не дают в другие руки, то есть непосредственно проверить, что они делают неправильно — не удаётся, но вот остаётся такой пекулярный результат: вся остальная совокупность людей говорит о том, что сигнала нет и, по всей видимости, соответственно, так оно есть на самом деле.

Мы можем искать более хитрые следы аннигиляции. При аннигиляции рождаются не только излучения, рождаются пары частиц и античастиц, в частности — электроны и позитроны. Найти лишние электроны трудно, примерно так же, как вам дали тарелку супа, — обнаружить там лишнюю чайную ложку воды очень трудно, воды там и так много. Обнаружить там лишнюю чайную ложку соли очень просто. И в этом смысле искать лишние электроны трудно, а искать лишние позитроны легко. Антивещества гораздо меньше в нашем мире, чем вещества, поэтому мы называем его антивещество.

И последний такой большой успех, казалось, был связан с небольшим (он здесь не в масштабе, он поменьше) детектором Памела, который стоит на российском спутнике «Ресурс-ДК». Спутник измерял поток позитронов и обнаружил избыток, то есть, как бы то ни было, вот так должно было быть, а вот эта полосочка показывает результаты Памелы. Это вызвало прямо фурор, то есть, но я боюсь соврать, но первые дни там писалась больше, чем одна статья в день на эту тему, и в основном статьи были посвящены тому, что они видят аннигиляционный сигнал тёмного вещества, то есть все теоретики бросились своими моделями объяснять данные Памелы. И там за короткое время появились сотни статей, но, похоже, что данные Памелы удаётся объяснить такой более обычной астрофизикой, то есть опять-таки гипотеза тёмного вещества не требуется для объяснения данных Памелы, но ясно, что в принципе метод работает. То есть можно обнаружить такими полуастрофизическими, полуфизикоэлементарно частичными методами следы аннигиляции тёмного вещества по изучению частицы антивещества. То есть это тоже подход, который тоже пока не дал положительного результата.

Гамма-излучения наблюдают с помощью орбитальных телескопов таких, как лаборатория Ферми, и наблюдают с помощью наземных телескопов. Есть такая в меру удивительная вещь — наземная гамма-астрономия. Земная атмосфера не пропускает гамма-лучи, но, тем не менее, на земле можно строить гамма-телескопы, потому что гамма-квант обладает большой энергией, влетая в атмосферу, он порождает оптическую вспышку, и именно эту оптическую вспышку можно наблюдать наземными телескопами — вот так красиво выглядит проект следующего большого телескопа, а это реально работающие телескопы сейчас. Соответственно, они тоже ищут аннигиляционные сигналы от близких галактик, в первую очередь, близких карликовых галактик — тоже пока ничего не видят, но все понимают, что это важная задача, и поэтому ей уделяется очень большое внимание.

Наконец, последний кусочек про формирование структуры. Вот это результаты компьютерного моделирования. Ещё раз: это ячеистая структура и важно представлять её в динамике. То есть вещество действительно течёт по этим волокнам, течёт туда, где вещества больше. В самом начале вещество было распределено неравномерно. В современных теориях основное объяснение связано с квантовыми флуктуациями, со стадией инфляции. Соответственно, по окончанию стадии инфляции, когда энергия инфлатона перешла в обычное вещество, то есть, собственно, произошёл Большой взрыв, расширяющаяся пустая Вселенная, заполненная этим полем, заполнилась горячим плотным веществом, то вот это вещество в силу квантовых флуктуаций было распределено неравномерно. И потихонечку эти маленькие квантовые флуктуации росли, росли, ну, и вот, что выросло, то выросло. И здесь роль тёмного вещества очень важна, потому что обычное вещество не могло участвовать в росте флуктуаций, пока Вселенная была горячей и плотной, потому что как только вещество обычное пыталось собраться в кучу, там оказывалось горячее, там оказывалось больше излучения, излучение расталкивало эту кучу. То есть, получалось, что обычное вещество только колеблется, поэтому говорят о барионных акустических осцилляциях — возможно, вы слышали такое красивое словосочетание. А вот тёмное вещество оно не взаимодействует с излучением, поэтому оно уже вот в эти первые 300 тысяч лет могло образовывать структуры, которые потихонечку росли под действием гравитации, потому что тёмное вещество про излучение ничего не знает, это излучение не может размазать обратно, пытающуюся сформироваться структуру, и поэтому тёмное вещество очень важно. То есть точно так же, как это снимок индийских городов, как мне сказали, а из космоса точно так же, как получив снимок какого-нибудь города воскресным вечером, мы можем увидеть, что эти огонёчки текут сюда, то есть люди возвращаются, но я не знаю, там в Индии, ездят ли люди на дачу — это отдельный вопрос. Раджеш Кутраппали наверно сказал бы мне про дачи в Индии что-нибудь не очень ласковое.

Но, тем не менее, вы можете представить, что это какой-то наш город, и тогда уж точно летним воскресным вечером все эти огонёчки двигаются сюда, то есть машины едут в большие города, и вот точно также растёт структура. Люди постоянно изучают эту крупномасштабную структуру, обнаруживают новые элементы, в том числе и очень большие. Это результат прошлого года — обнаружение нового сверхскопления галактик, вот его как раз обнаружили индийские астрономы, поэтому они назвали его Сарасвати. Вот в этом кусочке они его искали. Вот это структура, соответственно, кусочек отзумлен, вот она синеньким цветом выделена. Это несколько десятков скоплений галактик, которые образуют такую единую структуру. Со временем из-за расширения Вселенной центральная её часть будет уплотняться, а периферия наоборот растащится. Тёмная энергия делает своё тёмное дело, ну, тёмная материя тоже делает своё тёмное дело, и в силу первого растаскиваются периферийные части сверхскоплений, в силу второго — коллапсируют центральные части. Это опять про то же самое скопление галактик, про сверхскопление. Важно, что вся эта динамика формирования крупномасштабной структуры происходит именно под действием тёмного вещества. То есть, когда люди проводили первые расчёты, но и это не самый свежий расчёт Андрея Кравцова и его соавторов, у них есть и более свежие, но существенно, что вот здесь вообще учитывается только тёмное вещество. Ну, обычное вещество в этом смысле не отличается, его там в 5 раз меньше, оно добавляется в нужной пропорции, но нигде не проявляется особенно его специфическая барионность, то есть действительно в основном крупномасштабная структура Вселенной определяется тёмным веществом и только на более мелком масштабе. Когда уже начинают формироваться отдельные галактики, вот здесь становится важным обычные вещество. Почему? Во-первых, обычное вещество может образовывать более компактные структуры, потому что оно легко может остывать. Вот смотрите: если вы выпустите облако газа в космос, оно может остыть и, в конечном счёте, там схлопнуться, превратиться в звезду, например, ну, если это достаточно большое облако газа. Оно может остывать, отдавать энергию, наружу отдавать импульс и сжиматься, образовывать более компактный объект.

А если вы выбросите облако пыли, ну, или там хотите более образно — облако гаек, которые вот будут как-то крутиться, есть их собственная гравитация — они никуда не будут сжиматься особенно, ну, там очень слабо будут взаимодействовать, будет выделяться ядро, но это гораздо более медленный процесс, потому что ему очень трудно избавляться от энергии. Соответственно, если вы возьмёте облако газа, в центр поставите чёрную дыру, то в принципе эта чёрная дыра со временем может съесть всё это облако газа. А если вы чёрную дыру вставите в облако гаек, ну, какие-то внутренние гайки окажутся в чёрной дыре — ну, и всё. Точно так же как Луна не падает на Землю, а вообще наоборот удаляется от Земли. Точно так же, как Луна не падает на Землю, Земля не падает на Солнце, частицам тёмного вещества очень трудно избавляться от энергии. Если вы Солнце замените чёрной дырой такой же массы — Земля не упадёт. Чёрная дыра не пылесос, как известно, она ничего не засасывает в себя. И поэтому тёмное вещество, обладая очень слабым взаимодействием между своими собственными частицами, не может легко остывать, не может образовывать компактные структуры, поэтому гало такие большие, а обычное вещество может. И когда мы доходим примерно до размера галактики, вот здесь начинается отличие тёмного вещества от обычного, тёмное не остывает, остаётся достаточно большое гало. Обычное вещество остывает, образуется компактная структура, и поэтому в центральной части галактики, конечно, обычного вещества больше. Поэтому здесь обычного вещества больше, чем тёмного, и поэтому тёмное нам так трудно изучать.

Давайте вот это видео запустим. Здесь потихонечку образуется галактика, то есть масштаб не задан — вам в неком смысле надо поверить мне, что это образуется галактика. Галактика образуется в результате слияния более мелких структур, и опять-таки вот в этом расчёте речь идёт о слиянии маленьких гало, которые в основном состоят из тёмного вещества, и обычное вещество здесь особенным образом ещё не проявляется. Оно проявится позднее, когда из обычного вещества начнут формироваться звёзды, звёзды начнут взрываться, как сверхновые, и появится обратный поток вещества. Вот опять-таки, чего не бывает в тёмном веществе — в обычном веществе есть много всякой интересной динамики, потому что есть эффективное взаимодействие между частицами. И когда мы доходим до уровня формирования отдельных галактик, то здесь всё становится немножко сложнее: нам нужно учитывать и тёмное вещество, которое задаёт общий фон, задаёт это гало. Гало будет влиять на структуру галактики, спиральные ветви может порождать, там есть много всего интересного, связанного с динамикой. Ну, как бы то ни было, нам нужно учитывать обычное вещество, и в этом смысле модели становятся гораздо более изощрёнными.

И уже в самые последние годы модели достигли очень высокого уровня детализации. Есть несколько проектов по численному моделированию образования крупномасштабных структур и галактик. Вот среди них выделяется ILLUSTRIS, в основном его результаты я буду показывать, ещё есть проект EAGLE, которые впервые начали очень детально считать всё от самого начала, от первичных флуктуаций, по сути, до образования отдельных галактик и элементов их структуры. То есть теперь есть модели, которые действительно используют активно эту разницу между обычным веществом и тёмным, и тот факт, что они очень качественно воспроизводят данные наблюдения, у них, конечно, есть какие-то проблемы, какие-то шероховатости, но, тем не менее, они очень хорошо воспроизводят наблюдаемую картину Вселенной. И это является таким, я бы сказал новым дополнительным аргументом в пользу того, что тёмное вещество очень хорошая гипотеза, то есть она является основой, или там хорошо укладывается в ещё более сложные детализованные модели, которые, соответственно, более детально можно связывать с реальными наблюдениями.

Ну, вот здесь показаны крупные галактики по данным моделирования. Причём они показаны в своём историческом развитии, но вам плохо видно — Z = 0 — это настоящий момент. Вот оно Z = 5, о котором мы говорили, спустя миллиард лет после Большого взрыва. То есть, скажем, сейчас какая-нибудь галактика выглядит вот так вот довольно скучно, а в далёком прошлом она была, — смотрите, — какая кудрявая, такие дреды у неё были замечательные. То есть всё это можно делать, и детализация вот этих расчётов начинает соответствовать данным хаббловского телескопа по далёким галактикам. То есть можно проводить сравнение, и люди это делают. Совсем недавно, на прошлой неделе, по-моему, была замечательная работа, где люди прямо участникам, добровольцам, волонтёрам проекта Galaxy Zoo дали кроме обычных галактик для анализа им дали результат расчёта ILLUSTRIS и смотрели, видят ли они разницу в морфологии, то есть в строении галактик, наблюдаемых и таких синтетических, искусственных галактик. Они видят, то есть это означает, что конечно не стопроцентно реальность воспроизводится в проекте ILLUSTRIS и, изучая вот эту разницу, люди пытаются усовершенствовать модели, поскольку они во многом остаются феноменологическими. Ну, как бы то ни было, сейчас в рамках нескольких проектов можно проводить расчёты вот этой эволюции структуры вот с самого начала, когда не было никаких звёзд, до уже обратного влияния существующих звёзд в галактиках на их вид, на их структуру, на все их, в общем-то, параметры.

Вот опять-таки данные ILLUSTRIS: здесь показаны галактики на современный момент, то есть на Z = 0, они воспроизводят галактики разных типов: эллиптические, неправильные, спиральные галактики — какие хотите. И детализация, как вы видите, фантастическая совершенно и действительно это соответствует тому, что мы видим, что нам показывают большие телескопы.

Можно изучать свойства отдельных элементов структуры, например, структур, похожих на нашу местную группу галактик, то есть в огромном комплексе того, что насчитала ILLUSTRIS, вы ищите такие пары, которые похожи на местную группу. Но наша местная группа состоит из нас, туманности Андромеды и всякой мелочовки по большому счёту.

Вот вы ищете похожие структуры, начинаете анализировать их историю, смотрите, что там происходит, что там видно, и снова оказывается, что в расчётах видно примерно то, что мы видим в реальности, и это очень здорово, потому что в неком смысле вроде бы вот эти расчёты — это реальность. Существовала такая замечательная проблема, которую прямо лет 5 назад называли, прям такой убийцей стандартной космологической модели. Дело в том, что вот в нашей местной группе галактик кроме двух крупных галактик, там каких-то чуть более мелких галактик, все численные модели предсказывали огромное количество маленьких гало тёмного вещества, которые не вошли в состав галактик. А кроме тёмного вещества там должно быть и обычное вещество. Ну, и наивно вы можете предполагать, что если там где-то есть миллиард масс Солнца—газа, там условно образовался, допустим, миллиард звёзд, а если где-то была тысяча масс Солнца—газа — образовалась тысяча звёзд, и вы должны видеть просто маленькую галактику, например. А ничего похожего не видно. В расчётах ILLUSTRIS, ну, и в других типа EAGLE, например, там, где можно посчитать, как из обычного газа образуются звёзды, там, где достигнута такая детализация, показывается, что вот в этих многочисленных мелких галактиках звёзды не начинают образовываться. И поэтому если бы мы могли видеть тёмное вещество, мы бы видели такую красивую радостную картинку в местной группе галактик, но мы видим только обычное вещество, видим звёзды, и поэтому мы видим такую печальную картину: две крупные галактики, там у одной побольше спутников, у другой поменьше, ещё какие-то спутники относительно карликовые. Ну, как бы то ни было, проблема оказывается решённой и оказывается решённой в контексте модели именно с тёмным веществом, то есть правильный учёт поведения обычного вещества позволяет разрешить все эти парадоксы.

Численные модели развиваются, уже там в 2017 году ILLUSTRIS выпустил новый релиз. При этом важно, что и ILLUSTRIS и EAGLE часть своих данных выкладывают для общего пользования, то есть они выкладывают данные своих расчётов. Вот EAGLE последний релиз сделал летом прошлого года, и вы можете работать с этими искусственными Вселенными, что с одной стороны, повышает эффективность использования данных этих расчётов, а с другой стороны, позволяет тем, кто там сомневается в гипотезе тёмного вещества, в данных этих расчётов искать какие-то несоответствия. Вот пока серьёзных таких глобальных несоответствий не найдено, что можно тоже считать, как косвенный аргумент в пользу модели тёмного вещества.

Естественно, наблюдатели тоже пытаются получать новые данные, новые данные по распределению галактик, и здесь в ближайшие годы наилучших результатов можно ожидать от проекта, который называется «Обзор тёмной энергии», но, собственно, называется он так, потому что название красивое. Это обзор на четырёхметровом телескопе с совершенно фантастической камерой 520 мегапикселей, они будут обозревать довольно большой кусок — больше 10% всего неба с целью изучения крупномасштабной структуры. Первые релизы уже вышли. И вот что важно, они неким уже совсем другим способом (я бы сказал: по сравнению с теми, которые мы обсуждали) определяют плотность вещества во Вселенной: тёмного плюс обычного. Это то, к чему они наиболее чувствительны, и это отложено вот на этой оси, соответственно, здесь выписано, кому интересно. То есть плотность вещества обычного плюс тёмного получается от 25 до 30%, и это прекрасно увязывается с другими результатами. То есть опять-таки прелесть современных космологических моделей в том, что они не базируются на каком-то одном наблюдении или двух, а они базируются на большом комплексе, и все они сейчас укладываются с достаточно высокой точностью в одну картину. Там где-то есть трение, но трение происходит уже на уровне там процентов, как правило, и это означает, что просто модели должны естественно становиться более детализованными. Никто не лезет в детали, пока для этого нет достаточных оснований, естественно, всегда пытаются максимально простым таким консервативным способом написать, и пока это достаточно хорошо удаётся. И новые наблюдения в этом смысле в первую очередь подтверждают вот этот глобальный тренд, то есть глобально подтверждается так называемая Лямбда-CDM модель, где основными компонентами Вселенной являются космологическая постоянная лямбда и холодное тёмное вещество, то есть СиДиЭм.

Ну, вот мы добрались, наконец, до последнего слайда. Итак, у нас есть большой набор наблюдательных данных, который требует присутствие тёмного вещества. Мы видим присутствие тёмного вещества в скоплениях галактик, в отдельных галактиках, в линзировании на самых разных объектах, в данных по росту структуры, очень важно — в данных по полной плотности Вселенной, и все вот эти совершенно отдельные требования, существующие на разных масштабах, полученных в разное время, разными группами, разными методиками, на разных инструментах — все они сводятся к примерно одному набору небольшого количества параметров, то есть такая базовая «бездетализация» современной космологической модели имеет где-то 6—7 параметров, и одним из ключевых параметров является доля тёмного вещества, которое составляет примерно 25 процентов. Тем не менее, это остаётся гипотезой, и все это в полный рост осознают, и поэтому главная цель — это, конечно, обнаружить тёмное вещество в прямых лабораторных экспериментах. Астрофизическая цель — это обнаружить там прямые или косвенные сигналы от аннигиляции частиц тёмного вещества, но в принципе физики-теоретики они очень хитрые, у них очень много разных моделей, они могут объяснить всё, что угодно. Про это есть много замечательных историй. Самая любимая — это когда к такому известному физику-теоретику, нашему Френкелю, экспериментаторы прибежали, показали какой-то график, говорят: такой удивительный график получили! Он посмотрел, всё объяснил. Они убежали. Потом прибежали, сказали: всё перепутали, график надо перевернуть. Перевернули — он его опять им объяснил. Так вот у теоретиков есть много моделей частиц тёмного вещества, есть более популярные, там нейтралино, аксионы, если это нейтралино, то тогда вот всё это, скорее всего, можно будет реализовать в ближайшее время. Но есть другие модели частиц тёмного вещества, и тогда в течение там сколь-нибудь обозримого времени мы не увидим ни первого, ни второго, ни прямой лабораторной регистрации, ни аннигиляционного сигнала, и поэтому, в принципе, не исключено, что в течение долгого времени гипотеза тёмного вещества будет оставаться гипотезой, но есть полное ощущение, что вот развитие этого комплекса астрофизических данных будет давать всё больше и больше пусть и косвенных, но всё более надёжных аргументов в пользу существования тёмного вещества. Спасибо.

Слушатель 1. Что такое Великий аттрактор, и как он связан с чёрной материей?

С. П. Изучая крупномасштабное распределение вещества, люди могут измерять, как направлены скорости галактик. В первую очередь мы мерим скорости по лучу зрения, но анализ может позволять вам строить поля скоростей. Можно ещё раз видео запустить? Вот здесь мы видим, как вещество течёт к скоплениям галактик, к сверхскоплениям галактик и, соответственно, такие данные в некоторых случаях мы можем получать из наблюдений. И Великий аттрактор — это аномалия в поле распределения скоростей относительно вблизи нас, в космологическом масштабе вблизи нас. Соответственно, было обнаружено, что там, в определённой части неба поле скоростей галактик устроено так, что они текут в одно место и, соответственно, такая основная идея была в том, что это место — это там какое-то сверхскопление галактик. Другое дело, что там сверхскоплений, по-моему, так и не видно на месте Великого аттрактора. Я честно вот тут сейчас боюсь напутать. Соответственно, это может быть просто аномально, ну, поскольку скорости там в меру случайные, это может быть просто какая-то аномалия в поле скоростей, но, по-моему, всё-таки там должна быть какая-то масса, которая на себя это натягивает. И в наших окрестностях есть несколько таких штук, и поля скоростей сейчас хорошо известны. Хотите посмотреть красивое видео — вам нужно написать слово Laniakea. Ну, лучше латинскими буквами. Ланиакея — это наше местное сверхскопление галактик, и там пару лет назад были получены очень красивые данные по полю скоростей в наших окрестностях. Вот видно, как формируется наше сверхскопление галактик. Но и, соответственно, можно посчитать, как оно будет образовываться в будущем. И Великий аттрактор, по всей видимости, одна из таких структур, связанных с полем скоростей галактик.

Слушатель 2. Большое спасибо за лекцию. Два вопроса. Первый: Вы говорили, что модель Вселенной, так или иначе, сходится с общей теорией относительности, но вначале презентации те шесть красных точек удаляются от нас со скоростью больше скорости света. Как это работает? И второй: по методике определения вращения хвостов тех же галактик. Вы сказали, что они определяются, как из обычной физики, что у нас есть масса, и на каком расстоянии от центра эта масса движется — из этого определяется скорость. Но эта масса она не подчиняется логике, то есть, как в солнечной системе, и должна подчиняться тёмной материи. То есть, откуда мы знаем, что эта масса правильная и, соответственно, скорость правильная?

С. П. Ну, давайте, со второго начну. Я может быть не чётко сказал. Итак, скорость просто измеряется, не делается никаких предположений, вы просто измеряете скорость. И поэтому вот эта вот кривая вращения галактики она просто построена из наблюдений. То есть, что называется, Вы можете там научить робота это делать, и он вам это сделает. Дальше вы её начинаете интерпретировать, но вы видите, что соответственно, звёзды крутятся вокруг центра галактики, и можете записать в общей теории относительности, ну, там нет смысла её использовать ещё, можете записать в ньютоновской обычной гравитации. И тогда вы естественным образом из закона всемирного тяготения получите массу внутри орбиты звезды. Эту массу, полученную (первое, что вам хочется сделать, и хотелось сделать людям в 70-е годы), вы сравниваете с массой видимых звёзд. И вы видите, что эти массы сильно не совпадают, то есть звёзд в несколько раз может не хватать для объяснения той массы, которую вы получили по скорости и ньютоновскому закону. То есть единственной гипотезой является выполнение ньютоновского закона. Ну, и всё, соответственно, отсюда получается необходимость какой-то дополнительной массы, не связанной со звёздами, не связанной с газом, потому что газ мы тоже видим, как правило, не связанной с пылью, ну, и так далее и так далее. Там в 70-е, 80-е, 90-е годы прямо вот появлялись статьи. Почему тёмное вещество не может быть там мелкой пылью, крупной пылью, планетами, ещё чем-нибудь — соответственно, единственная альтернатива — это портить закон всемирного тяготения. Есть такая модель, есть модифицированная ньютоновская динамика, которая портит закон всемирного тяготения. И в этом смысле это такая вот альтернатива.

Я не хотел говорить про альтернативы, ну, потому что мне кажется, что как бы они не работают, и поэтому это только трата времени, но действительно нужно, наверное, отметить вот какую штуку: когда эти альтернативы появлялись, в 80-е годы где-нибудь, это казалось достаточно логичным. Это очень хорошо укладывалось в такой дискурс, потому что у вас есть одна новая гипотеза — тёмное вещество. И вы противопоставляете другую новую гипотезу, вот эту модифицированную ньютоновскую динамику. Но после этого вы начинаете видеть всё больше и больше данных по тёмному веществу, и все эти разные данные вы легко объясняете одним новым сортом частиц, там какой-нибудь нейтралино. А с модифицируемой ньютоновской динамикой так не получается. Вы не можете в рамках одного и того же набора параметров естественным образом объяснить кривые вращения галактик, формирование структуры и сталкивающихся скоплений галактик, например, вам нужно добавлять свою модель, но и это начинает выглядеть уже противоестественно. Одна модель остаётся вот такой элегантной гипотезой, а вторая становится всё более вычурной. И в этом смысле единственные серьёзные альтернативы — это вот модели типа МУНТ, или каких-то там её вариаций. Они становятся всё менее и менее привлекательны. Хотя, повторюсь, когда появлялись, была вполне такая интересная хорошая альтернатива.

Что касается первого вопроса про скорость света. В общей теории относительности, в глобальной такой большой системе, скорость света не является пределом. Скорость света является пределом специальной теории относительности, это локальная теория. То есть вот здесь перед нашим удивлённым взором не может пролететь там кирпич или электрон или что угодно со скоростью больше скорости света. Это будет противоречить. Тот факт, что у нас вообще могут существовать относительные движения, увеличение расстояний между двумя точками, соответствующие сверхсветовому движению, общей теории относительности не противоречат, но, а специальная теория относительности — просто это уже не её поле. И в этом смысле всё прекрасно укладывается, ну, то есть, пока вот сейчас вы мне можете поверить на слово, иначе я ещё час буду говорить. Я бы посоветовал, ну, если читать на английском, можно сразу найти статьи Тамары Дэвис несколько, где там в серии статей очень подробно это всё разбирается. На русском языке, по сути, изложение статей Тамары Дэвис мы сделали как-то, это можно найти на сайте Astronet и искать нужно по ключевым словам «сверхсветовое расширение, путаница в тонкостях», то есть, если вы даже так в Гугле вобьёте, там будет довольно подробное описание, почему это на самом деле так и есть. То есть идея-то очень простая. Если вы берёте там закон Хаббла, если сразу с него начать, чем дальше Галактика, тем быстрее она удаляется. И это абсолютно верный закон, это всегда прямая линия. Скорость света там никак не выделена, ни на какую константу это не выходит. Если Вселенная достаточно большая, то вы приходите к сверхсветовым скоростям, а Вселенная достаточно большая. Соответственно, глядя на глубокое поле Хаббла, вы видите 90% галактик, которые сейчас удаляются от нас быстрее света. Видим мы их такими, какими они были миллиарды лет назад. Но сейчас они удаляются, и поэтому размер видимой части Вселенной, то есть расстояние до самых далёких наблюдаемых объектов сейчас там 46 миллиардов световых лет, хотя Вселенной 13 миллиардов, но это связано с тем, что расширение происходило даже для этих объектов со сверхсветовой скоростью.

Слушатель 3. Здравствуйте. Спасибо за лекцию. Вы в начале лекции рассказывали про реликтовое излучение, и там наблюдается такая аномалия, как Сверхпустота Эридана. Можете ли рассказать побольше про неё, и объясняется ли она какой-либо теорией?

С. П. Честно говоря, не могу. Ну, то есть сухой остаток в том, что сейчас нет каких-то совсем неразрешимых проблем в данных по реликтовому излучению. Там есть аномалии, но, по всей видимости, они объясняются там или действительно конкретной реализацией, то есть важно понимать, что даже если у вас есть какие-то средние там гладкие распределения, в конкретной реализации может получиться не гладко. И поскольку мы имеем одну Вселенную, мы не можем усреднить по ансамблю Вселенной, то будут какие-то отклонения от идеальных распределений и по большей части все аномалии реликтового излучения типа там большого квадруполя должны укладываться туда. Но вот про конкретную я, к сожалению, ничего не скажу, но повторюсь, сейчас, насколько я знаю, нет никаких таких глобальных серьёзных аномалий в реликте. То есть вроде бы сейчас самая большая проблема в космологии — это несоответствие вот на этом процентном уровне, о котором я упоминал, несоответствие данных спутника Планк данным по… ну, хочется сказать, по всему остальному, там по крупномасштабной структуре. И люди пытаются как-то это выяснить, почему же это так происходит, там то ли у Планка всё-таки есть какая-то систематика, ну, что вряд ли, то ли данные по реликтовому излучению, планковские данные они чувствительны к очень ранней Вселенной, а данные по структуре чувствительны и к более поздней. Ну, например, представили, какие обсуждаются модели. Вы можете сделать модель, где частицы тёмного вещества медленно, но распадаются. И, соответственно, плотность тёмного вещества меняется со временем, но и, соответственно, там в момент рождения реликтового излучения она была одна, а в процессе формирования крупномасштабных структур она менялась. Вроде бы сейчас самая главная проблема в космологии — это увязать данные Планка со всеми остальными.

Слушатель 4. Сергей Борисович, добрый вечер. Очень приятно вас снова видеть. Подскажите, пожалуйста, при изучении одной известной теории мы знаем о существовании четырёх сил: сильной, слабой, гравитационной и электромагнитной. Взаимодействие различных частиц, их периодически компонуют, соединяют, опять разбрасывают. Скажите, есть ли такая теория взаимодействия подобных сил внутри тёмной матери? Спасибо.

С. П. Опять-таки, с одной стороны, поскольку теоретиков много, наверняка есть самая удивительная модель, про которую никто ничего не слышал, никогда ничего не услышит. И поэтому модели, правда, могут быть очень разные, но в сколь-нибудь стандартных моделях, о которых я знаю, никаких дополнительных взаимодействий между частицами тёмного вещества не водится. Так что другой вопрос: что вы выкинете из этих четырёх. И, соответственно, первый кандидат на выкидывание — это сильное ядерное, если у вас частицы с глюонами никак не взаимодействуют. Вы выкидываете сильное ядерное, гравитация наоборот всегда остаётся, поскольку это геометрия. Вы выкидываете электромагнитные, если это нейтральные частицы, и вы можете оставить слабое ядерное. И в этом смысле слабое ядерное — это то, что должно определять взаимодействия между частицами тёмного вещества. Ещё лет 15 назад обсуждались всякие другие сценарии, например, был такой красивый сценарий зеркального тёмного вещества, где тёмное вещество могло образовывать структуры компактно, ну, то есть это было фактически копией обычного вещества, но только там в зеркальном секторе. Но от этой модели пришлось отказаться. Я не смогу в деталях объяснить, почему, но она вот совсем была признана такой неактуальной. И в этом смысле, насколько я знаю, слабое ядерное — это, в общем, по большому счёту, всё, что остаётся, ничего нового не требуется.

Я забыл на одну публикацию обратить ваше внимание. Если что-то почитать такое серьёзное про тёмное вещество, но понятное, потому что наблюдательное, есть замечательный журнал «Успехи физических наук», у которого есть сайт ufn.ru. И там все статьи лежат в открытом доступе, это главный обзорный журнал по физике на русском языке. И в январе 2017 года вышел большой обзор там Анатолия Владимировича Засова с молодыми коллегами, который как раз посвящён наблюдениям по тёмному веществу. И, наверное, лучшая сводка, понятная на русском языке, но действительно профессиональная. Этот журнал не популярный всё-таки, ну, или если угодно — популярный журнал по астрофизике для докторов наук, занимающихся физикой твёрдого тела, и наоборот. И это, наверное, такое лучшее серьёзное чтение, что можно почитать. Если вас интересует изложение, я бы даже сказал: немножко гипертрофированное изложение, такое усиленное изложение проблем, связанных с эволюцией галактик, то есть тоже свежая хорошая замечательная книжка Ольги Сильченко — Физика галактик. И снова она написана вот на уровне, соответствующем такому курсу для младших студентов по физике галактик, я бы сказал. То есть это хорошая, там с одной стороны, там всё понятно и ничего сложнее дифференциальных уравнений нет, а, с другой стороны, это не популярная литература, ну, действительно там много интересного и там, повторюсь, автор заостряет прям внимание на каких-то нестыковках проблемы. Я думаю, что большая часть из них разрешится, и можно так не заострять для неспециалистов, но, тем не менее, некоторые люди прямо специально любят почитать, какие же там проблемы. Вот это тоже хорошее чтение и такое вполне интересное и доступное.

Слушатель 5. Здравствуйте. Если мы научимся регистрировать тёмное вещество, сможем ли мы с ним взаимодействовать, то есть аккумулировать энергию либо получать энергию из неё? И второй вопрос: что происходит внутри чёрной дыры?

С. П. Ну, от второго я, конечно, сразу отмахнусь. Про это я бы посоветовал почитать книжку «Интерстеллар: наука за кадром» Кипа Торна. Там очень хорошо про то, что происходит внутри чёрной дыры, написано, ну, и специалистом совсем экстра-класса. Было бы странно что-то вообще мне открывать рот при наличии такой книжки на эту тему.

Что касается использования тёмного вещества в народном хозяйстве, ну, навскидку, вряд ли. Навскидку вряд ли нам удастся что-то с ним делать полезное, потому что (но вопрос хороший, вот он почему хороший) ещё одним хорошим косвенным доказательством того, что частицы тёмного вещества плохо взаимодействуют с обычным веществом или друг с другом являются ограничением по накапливанию тёмного вещества в разных структурах: там в центре Земли, в центре Солнца. Вот, например, когда там только появилась проблема солнечных нейтрино, то, естественно, один из способов решения — это сказать что что-то не так с Солнцем. И люди рассматривали, в том числе, и гипотезу о том, что в центре Солнца накапливается тёмное вещество, и поэтому солнечная модель устроена немножко не так, как мы думаем, не учитывая тёмное вещество. И, соответственно, люди таким способом пытались решить проблему солнечных нейтрино. Как мы знаем, решили её другим способом, выдали всякие нобелевские премии, то есть замечательное открытие про нейтринные осцилляции, но есть более плотные объекты, есть нейтронные звёзды, есть белые карлики и, например, если бы тёмное вещество эффективно взаимодействовало хоть как-то там, хоть минимально эффективно взаимодействовало с веществом, тёмное вещество накапливалось бы в нейтронных звёздах, потому что это самое плотное, что есть из обычного вещества, и это означает, что тогда нейтронные звёзды довольно быстро коллапсировали бы в чёрные дыры. А этого не происходит, ну, мы видим большое количество нейтронных звёзд, то есть снова коллапс начинается, не когда достигнута критическая масса, а когда достигнута критическая плотность в центре. Соответственно, если вы запихиваете тёмное вещество, оно сваливается в центр нейтронной звезды, там растёт плотность. И если бы взаимодействие тёмного вещества с обычным было достаточно эффективным, то все нейтронные звёзды переколлапсировали бы в чёрные дыры. Нейтронные звёзды мы видим, и уже это ставит очень серьёзные ограничения на эффективность взаимодействия частиц тёмного вещества с обычным веществом и друг с другом. Так что в этом смысле даже в такой ситуации оно не накапливается, поэтому трудно придумать, как бы мы это могли использовать в быту, что называется. С другой стороны, наверное, можно думать о том, что если мы научаемся регистрировать, скажем, нейтрино очень хорошие частицы, они очень легко проходят через вещество и почти наверняка, ну, частично это уже сейчас происходит, там нейтрино можно использовать для изучения недр Земли, потому что они просвечивают Землю, и вы можете что-то мерить. Соответственно, частицы тёмного вещества в этом смысле, если научиться их регистрировать, могут стать тоже такими очень хорошими зондами, которые позволят изучать какие-то объекты, потому что они легко через них проходят, но не стопроцентно легко, то есть как-то взаимодействуют. И в этом смысле тёмное вещество может стать инструментом, но скорее для научных исследований, чем для какого-то прикладного использования — так мне кажется.

Слушатель 6. Сергей, спасибо за лекцию. Вопрос такой: обращение к героям популярного телесериала — это такой некий инструментарий для популяризации науки, или вы смотрите этот сериал, и не зря актёры по миллиону долларов за одну серию получают?

С. П. Да, это даже три вопроса. Но по миллиону долларов может зря — я не знаю, это как бы может и перебор. Ну, да, я его смотрю действительно, но иначе я бы его и не знал. Кстати, это очень интересно, последний этот комментарий. Самое последнее дело — это читать комментарии в YouTube к твоим роликам. Самый низший слой, что может быть, комментаторы — это ужасно. Но там бывают всякие интересные вещи. В смысле там есть и много хороших людей, просто плохих гораздо больше, или они заметнее. И они говорят: что вы рассказываете, Теория большого взрыва — это всё уже прошлый век, новый молодёжный, новые там какие-то… Я не знаю, какие, но это я не буду смотреть. То есть Теорию большого взрыва я действительно смотрю и поэтому могу цитировать, но что-то ещё могу и не смотреть, могу не знать.

Слушатель 7. Спасибо за доклад. Вы сказали, что открытие реликтового излучения подтверждает частично инфляция. Каким образом возможно построение именно карты этой, которая на следующем слайде была?

С. П. В принципе для инфляции это было важно, потому что инфляционные модели базовые предсказывают плотность Вселенной среднюю, равную критической. И на самом деле, когда там в 90-е годы казалось, что плотность 07 это критическая, то построили модель инфляции с 07. Теоретики опять-таки они люди хитрые, но, тем не менее, всё-таки стандартные предсказания: инфляция это примерно единица. Одна из проблем, вот смотрите: есть в той стороне Вселенная, и там температура 2,73 Кельвин, и в той 2,73 Кельвин. И в стандартной космологической модели вот та точка никогда не взаимодействовала с той точкой. И поэтому объяснить, почему их температура с фантастической точностью равна — невозможно. В стандартной модели без инфляции вот мы берём современную наблюдаемую область, коллапсируем её назад — она не уходит в точку, она уходит на момент рождения реликтового излучения, получается область конкретного размера, и она не успела обменяться сигналом. Модель инфляции, в том числе решала эту проблему, поскольку всё выдавалось из очень маленькой области пространства, поскольку была очень маленькой и в неком прошлом успела синхронизироваться, и поэтому раздуваем маленькую, очень однородную область, и получаете большую однородную Вселенную. В этом смысле решение загадки — почему температура реликтового излучения столь однородна по небесной сфере — находит естественное объяснение в инфляционной модели, и было одним из стимулов, по крайней мере, для Алана Гуса, то есть в первой модели, скажем, Старобинского, насколько я знаю, то есть она была теоретическая, в том смысле, что она не отталкивалась от такого уж большого количества астрофизических требований к модели. А вот в модели Гуса, там уже он отталкивался прямо от пятёрки астрофизических требований, и вот проблема горизонта была одной из ключевых даже в этой пятёрке.

Слушатель 8. Сто лет назад носились с эфиром. Потом этот эфир подвергли критике, разобрались с ним, там убрали его и так далее. Но вытащили на щит, подняли на щит тёмную материю. Вот ваша картина, вот этот конкретный слайд очень напоминает тот самый эфир. Может быть, это просто заменили один термин другим?

С. П. Смотрите, всё-таки проблема эфира она откуда возникла? У вас электромагнитная волна распространяется в пустоте — это ерунда, нужна среда для распространения электромагнитных волн. И светоносный эфир это среда для распространения электромагнитных волн. С этой точки зрения вот та столетней давности теория эфира она абсолютно мертва. Это очень разные, на мой взгляд, вещи, и в этом смысле никакой преемственности нет. Я прошу прощения, если я додумываю вопрос — если в вопросе содержится идея, ну, была гипотеза эфира, мы от неё отказались благополучно. Не произойдёт ли то же самое с тёмным веществом? Ну, коли мы продолжаем называть тёмное вещество гипотезой, по крайней мере, с какой-то вероятностью мы считаем, что это может произойти. Вопрос вставки, так сказать. Если мы будем спорить с вами один к одному, то есть вы будете говорить, что отменят, а я говорю, что не отменят, я готов поставить вот реально все деньги, что у меня есть. А если мы будем спорить сто к одному, то я уже подумаю. То есть это как с чёрными дырами. Я люблю что-нибудь провокационное на запись говорить. Я могу с вами поспорить на правую руку директора нашего института, что чёрные дыры существуют. Вот в этом смысле, да, один к одному, один к двум, один к трём. Вот где-то после один к десяти я начну сомневаться. Ну, один к десяти ещё буду, но один к ста точно не буду. То есть, 99, что тёмная материя есть, и один, что её нет. Примерно, я думаю, это будет так общее мнение физиков.

Слушатель 9. Каким образом измеряют расстояние в парсеках? Методика.

С. П. С одной стороны, это просто единица измерений, и нет никакой специальной методики, это как в метрах, никакой специальной методикой не меряют в метрах. Но сам термин парсек он возник действительно из конкретных измерений, он связан с измерением звёздных параллаксов. То есть, если вы сегодня померили на небе с высокой точностью, отметили положение там Альфа Центавра, а потом через полгода отнаблюдали Альфа Центавра и очень точно отметили её положение на небе, вы обнаружите, что Альфа Центавра сместилась примерно на одну угловую секунду, её видимое положение. Это связано с тем, что, ну, вот сейчас я смотрю — мне не светит прожектор в глаз, а вот сейчас я смотрю — он мне светит в глаз. Соответственно, вот я вращаюсь вокруг Солнца, вот сейчас я измеряю одно положение относительно далёких фонариков, а вот теперь я измеряю другое положение. Ну, одна секунда — я округлил. Но вот реально, если смещение за полгода составило одну угловую секунду, то расстояние до такой звезды равно одному парсеку, таково определение парсека. На самом деле там две секунды. Соответственно, парсек — это соответствует расстоянию до звезды, параллакс которой равен одной угловой секунде. И слово парсек оно составное: пар от слова параллакс, сек от слова секунда. Параллакс равен одной секунде. И поэтому появилась такая внесистемная единица в связи с конкретным действительно методом измерения расстояний. Ну, а дальше вы можете любым методом измерять расстояние и переводить его там во что хотите: футы, дюймы, сажени, парсеки. И одно другого не лучше, не хуже — к чему привыкли. И для звёзд парсеки удобны. Ну, для всего остального там в космологии чаще будут гигапарсеки, например, просто уже парсеки, умноженные на миллиард.

Хорошо. Спасибо.