На самом деле термин «темная материя» ошибочен. Так называемая темная материя, в общем‑то, вовсе не темная. Все темное поглощает свет. Там, где свет поглощается, мы видим темные объекты. А вот темная материя не взаимодействует ни с каким светом никаким наблюдаемым образом, и, говоря формально, это «темное» вещество прозрачно. Но я и дальше буду использовать традиционную терминологию и называть эту неуловимую субстанцию «темной».

О том, что темная материя существует, мы можем судить по ее гравитационному воздействию. Но непосредственно мы ее не видим и не можем знать, что она из себя представляет. Состоит ли она из множества крохотных идентичных частиц? Если так, то какова масса такой частицы, как и с чем она взаимодействует?

Не исключено, однако, что в самом ближайшем будущем мы будем знать больше. Возможно, энергии, достигаемой в БАКе,, окажется достаточно для получения частиц, из которых состоит темное вещество. Ключевой критерий темного вещества — то, что во Вселенной его содержится ровно столько, сколько нужно для получения измеренных гравитационных эффектов. Следовательно, реликтовая плотность — количество запасенной энергии, уцелевшей до наших дней согласно предсказанию наших космологических моделей — должна совпасть с измеренной величиной. Удивительно, но если взять стабильную частицу с массой, соответствующей диапазону слабых энергий, которых будет исследовать БАК (согласно все той же формуле Е = mc2), причем такую, которая взаимодействует с другими частицами того же диапазона энергий, то ее реликтовая плотность по приблизительной оценке будет примерно соответствовать характеристикам темного вещества.

Не исключено, таким образом, что БАК не только поможет ученым глубже заглянуть в тайны физики элементарных частиц, но и позволит понять, что происходит сегодня там, во Вселенной, и как это все начиналось. Эти вопросы относятся скорее к сфере космологии — науки, которая изучает эволюцию Вселенной.

Об истории Вселенной, как и об элементарных частицах и их взаимодействиях, мы знаем на удивление много. Но и здесь, как и в физике элементарных частиц, остается немало очень серьезных вопросов. Вот главные среди них. Что такое темное вещество (скрытая масса)? Что представляет собой еще более загадочная сущность, получившая название темной энергии? Что было причиной экспоненциального расширения ранней Вселенной, известного как космологическая инфляция?

Сегодня великолепное время для наблюдений, которые, возможно, смогут подсказать нам ответы на эти вопросы. На переднем плане науки, на стыке между физикой элементарных частиц и космологией, активно идут исследования скрытой массы, или темного вещества. Считается, что темное вещество взаимодействует с обычным веществом — таким, из которого мы можем изготовить детекторы — чрезвычайно слабо, причем настолько слабо, что мы до сих пор не видели никаких свидетельств существования темного вещества, кроме его гравитационного воздействия.

В основе нынешних поисков, таким образом, лежит принятое на веру утверждение о том, что темное вещество, несмотря на практически полную невидимость, все же взаимодействует слабо (но не невозможно слабо) с известным нам веществом. Считая так, мы не просто принимаем желаемое за действительное. Мы опираемся на уже упоминавшиеся расчеты, которые показывают, что стабильные частицы с энергией взаимодействия, лежащей в диапазоне, который очень скоро будет исследовать БАК, имели бы подходящую плотность, чтобы быть темным веществом. Так что, хотя до сих пор нам не удалось определить состав темного вещества, мы очень надеемся сделать это в ближайшем будущем.

Однако в большинстве своем космологические эксперименты проходят не на ускорителях. Решением космологических проблем мы обязаны в основном другим экспериментам, направленным вовне и проводимым как на Земле, так и в космосе.

К примеру, астрофизики отправили в космос спутники, которые теперь наблюдают за Вселенной оттуда, где им не мешают физические и химические процессы, протекающие на поверхности Земли и над ней, а также пыль. В то же время земные телескопы и эксперименты, проводимые на поверхности планеты, позволяют получать информацию в среде, которую ученые могут непосредственно контролировать в большей степени. Все эти эксперименты — и земные, и космические — призваны пролить свет на многие вопросы, связанные с рождением Вселенной.

Мы надеемся, что достаточно мощный сигнал в каком‑нибудь из этих экспериментов (подробнее мы поговорим о них в главе 21) позволит нам разгадать загадки темного вещества. Возможно, эти эксперименты расскажут нам о природе темного вещества, осветят проблемы, связанные с его взаимодействием и массой. А пока теоретики продумывают всевозможные модели темного вещества и рассуждают о том, как можно при помощи имеющихся у нас средств и методов определить, что оно собой представляет.

Но обычного вещества и темного вещества, даже вместе взятых, недостаточно, чтобы объяснить суммарную энергию Вселенной. Все вещество — и темное, и обычное — составляет здесь всего лишь около 27%. Субстанция, представляющая оставшиеся 73% энергии и еще более загадочная, чем темное вещество, получила название темной энергии.

Открытие темной энергии стало самым крупным событием в физике конца XX в. Конечно, мы многого еще не знаем об эволюции Вселенной, но у нас имеется весьма успешная теория, основанная на представлениях о так называемом Большом взрыве и дополнительном периоде экспоненциального расширения Вселенной, известного как космологическая инфляция.

Эта теория согласуется с широким спектром самых разных наблюдательных данных, включая данные о микроволновом космическом излучении — фоновом излучении, оставшемся со времен Большого взрыва. Первоначально Вселенная представляла собой горячий плотный огненный шар. За 13,75 млрд лет своего существования она успела сильно разредиться и остыть, и температура реликтового излучения на сегодня составляет всего лишь 2,7 К — всего на пару градусов выше абсолютного нуля. Кроме того, в пользу теории Большого взрыва и расширения Вселенной свидетельствуют подробные подсчеты количества ядер, которые были «изготовлены» на ранних стадиях эволюции Вселенной, и данные о скорости ее расширения.

Фундаментальные уравнения, которыми мы пользуемся при описании эволюции Вселенной, —это уравнения, полученные Эйнштейном в начале XX в. Они говорят о том, как получить характеристики гравитационного поля на основании данных о распределении вещества и энергии. Эти уравнения можно использовать для описания гравитационного поля между Землей и Солнцем, но с тем же успехом они справедливы и по отношению к Вселенной в целом. В любом случае, чтобы вычислить что‑то на основании этих уравнений, необходимо знать все о веществе и энергии вокруг нас.

Тот факт, что измеренные параметры Вселенной требуют присутствия новой неизвестной формы энергии, стал для ученых настоящим шоком. Эта неизвестная энергия не переносится ни частицами, ни какой бы то ни было другой формой вещества, и не собирается в сгустки, подобно традиционному веществу. Она также не становится более разреженной по мере расширения Вселенной, а сохраняет постоянную плотность. Благодаря этой таинственной энергии, равномерно пронизывающей всю Вселенную даже там, где в ней совсем нет вещества, расширение Вселенной постепенно ускоряется.