Эти наблюдения вызывают споры, поскольку они сильно не согласуются с тем, что мы ожидали бы на основании инфляции. Поскольку инфляция объясняет в космологии очень много, многие благоразумные учёные подозревают, что имеется что-то неправильное в микроволновых данных. На самом деле, всегда может быть, что данные просто ошибочны. К данным применяются многочисленные тонкие способы анализа, прежде чем они представляются публике. Одной из сделанных вещей является выделение излучения, о котором известно, что оно идёт от галактики, в которой мы живём. Это могло быть сделано некорректно, но некоторые эксперты, близко знакомые с деталями того, как анализировались данные, уверены, что всё правильно. Другая возможность, как отмечалось, заключается в том, что наши наблюдения являются просто статистическими аномалиями. Осцилляции на длине волны масштаба R занимают гигантскую часть неба — около 60 градусов; следовательно, мы видим только несколько длин волн, и имеются только несколько точек данных, поэтому то, что мы видим, может быть просто хаотической статистической флуктуацией. Возможность подтверждения, что преимущественное направление является статистической аномалией, оценивается меньше чем 1 часть на 1000 [79]. Но легче поверить в эту маловероятную неудачу, чем поверить, что предсказания инфляции разрушены.
Эти проблемы в настоящее время не решены. На данный момент достаточно сказать, что мы искали странную физику на масштабе R и нашли её.
Имеются ли какие-нибудь другие явления, связанные с этим масштабом? Мы можем объединить R с другими константами природы, чтобы посмотреть, что происходит на масштабах, определяемых получившимся в итоге числом. Позвольте мне предложить пример. Рассмотрим R, делённое на скорость света: R/c. Это даёт нам время, а время грубо даёт нам существующий возраст нашей вселенной. Обратная величина, c/R, даёт нам частоту — очень низкий тон, одно колебание за время жизни вселенной.
Следующая простейшая вещь для попыток есть c2/R. Она оказывается ускорением. Фактически, это ускорение, с которым возрастает темп расширения вселенной — то есть, ускорение, производимое космологической константой. Однако, по сравнению с обычными масштабами, это очень малое ускорение: 10−8 сантиметров в секунду за секунду. Представим себе жука, ползущего по полу. Ему удастся проделать, возможно, 10 сантиметров в секунду. Если жук удвоит свою скорость за время жизни собаки, он будет ускоряться примерно с темпом c2/R, на самом деле очень маленькое ускорение.
Но предположим, что имеется новое универсальное явление, которое объясняет величину космологической константы. Только из того факта, что масштаб велик, это новое явление должно будет также влиять на любой другой вид движения с ускорением такой же малости. Так что всегда, когда мы можем наблюдать нечто, двигающееся с таким малым ускорением, мы должны ожидать увидеть что-то новое. Теперь игра начинает быть интересной. Мы знаем вещи, которые ускоряются с указанной медленностью. Одним из примеров является типичная звезда, вращающаяся в типичной галактике. Галактики, вращающиеся вокруг других галактик, ускоряются даже ещё медленнее. Итак, видим ли мы какое-нибудь отличие в орбитах звёзд с ускорением этой малости по сравнению с орбитами звёзд с большими ускорениями? Ответ: да, мы видим, и отличие разительное. Это проблема тёмной материи.
Как мы обсуждали в главе 1, астрономы открыли проблему тёмной материи путём измерения ускорений звёзд на орбитах вокруг центра их галактик. Проблема возникла потому, что, получив измеренные ускорения, астрономы смогли вывести распределения галактической материи. В большинстве галактик этот результат оказался не согласующимся с непосредственно наблюдаемой материей.
Теперь я могу сказать немного больше о том, как возникает такое рассогласование. (С целью упрощения я ограничиваю обсуждение спиральными галактиками, в которых большинство звёзд двигаются по круговым орбитам в диске.) В каждой галактике, где была найдена проблема, она оказывала влияние только на звёзды, двигающиеся снаружи определённой орбиты. Внутри этой орбиты проблем нет — ускорения таковы, какие и должны быть, если они вызываются видимой материей. Так что кажется, что имеется область внутри галактики, в пределах которой работают законы Ньютона и где не нужна тёмная материя. Вне этой области вещи приобретают беспорядок.
Ключевой вопрос таков: где располагается специальная орбита, разделяющая две области? Мы можем предположить, что она появляется на особом расстоянии от центра галактики. Это естественная гипотеза, но она не верна: не проходит ли разделяющая линия по определённой плотности звёзд или их излучения? Ответ опять: нет. Что кажется определяющим разделительную линию, это, что удивительно, темп самого ускорения. Когда что-то удаляется от центра галактики, ускорения уменьшаются, и тут оказывается критический темп, который отмечает нарушение ньютоновского закона гравитации. Как только ускорение звёзды превысит эту критическую величину, ньютоновский закон кажется работающим, и наблюдается предсказанное ускорение. В этих случаях не нужно постулировать никакой тёмной материи. Но когда наблюдаемое ускорение меньше, чем критическая величина, оно больше не согласуется с предсказанием закона Ньютона.
Что это за специальное ускорение? Оно измерено и равно 1,2∙10−8 сантиметров в секунду за секунду. Это близко к c2/R, величине ускорения, произведённого космологической константой!
Этот выдающийся поворот в истории тёмной материи был открыт в начале 1980-х израильским физиком Мордехаем Милгромом. Он опубликовал свои изыскания в 1983 году, но долгие годы они почти совершенно игнорировались[80]. Однако, когда были получены более точные данные, стало ясно, что его наблюдение было правильным. Масштаб c2/R характеризует ускорения, где закон Ньютона нарушается для галактик. Это сейчас называется астрономами законом Милгрома.
Я хочу, чтобы вы поняли, насколько таинственным является это наблюдение. Масштаб R есть масштаб всей наблюдаемой вселенной, который в чудовищное количество раз больше, чем размер любой индивидуальной галактики. Ускорение c2/R возникает на космологическом масштабе; как отмечалось, это темп, с которым ускоряется расширение вселенной. Нет очевидных причин, по которым этот масштаб вообще играет какую-либо роль в динамике индивидуальной галактики. К осознанию, что это происходит, нас подтолкнули данные. Я вспоминаю своё изумление, когда я впервые узнал об этом. Я был шокирован и возбуждён. Я гулял около часа в удивлении, бормоча бессвязные ругательства. Наконец-то! Возможная подсказка из эксперимента, что в мире имеется намного больше, чем мы, теоретики, представляем!
Как это должно быть объяснено? В стороне от случайного совпадения имеются три возможности. Могла бы быть тёмная материя, а масштаб c2/R мог бы характеризовать физику частиц тёмной материи. Или гало тёмной материи могло бы характеризоваться масштабом c2/R, поскольку это связано с плотностью тёмной материи во время, когда она коллапсировала, чтобы сформировать галактики. В любом случае тёмная энергия и тёмная материя являются различными явлениями, но взаимосвязанными.
Другая возможность в том, что нет тёмной материи и закон гравитации Ньютона нарушается, как только ускорения оказываются столь же малы, как и специальная величина c2/R. В этом случае необходим новый закон, который заменит закон Ньютона в этих условиях. В своей статье 1983 года Милгром предложил такую теорию. Он назвал её MOND, что означает сокращение от «модифицированной ньютоновской динамики». Согласно закону гравитации Ньютона ускорение тела из-за массы уменьшается особым образом, когда вы удаляетесь от этой массы — а именно, как обратный квадрат расстояния. Теория Милгрома говорит, что закон Ньютона сохраняется, но только пока ускорение не упадёт до магической величины 1,2∙10−8 см/сек2. После этой точки вместо того, чтобы уменьшаться как обратный квадрат расстояния, оно уменьшается только обратно пропорционально расстоянию. Более того, хотя обычно ньютоновская сила пропорциональна массе тела, вызывающего ускорение, умноженной на константу (которая есть гравитационная константа Ньютона), MOND говорит, что, когда ускорение очень мало, сила пропорциональна квадратному корню из массы, умноженной на константу Ньютона.
