В ходе эксперимента Super-K была обнаружена асимметрия мюонных нейтрино, летящих «вверх» и «вниз», которая достигала почти 50% при самом высоком уровне энергии, равном 15 ГэВ. С точки зрения теории нейтринных осцилляции это означало, что между квадратами массы двух видов нейтрино существует разница{275}, находящаяся в диапазоне от 5∙10-4 до 8∙10-3 эВ2.
В ходе дополнительных экспериментов было точно установлено, что нейтрино различаются по массе и что по меньшей мере один вид нейтрино имеет массу порядка 0,1 эВ. Для сравнения: масса электрона, ранее считавшегося самым легким среди частиц с ненулевой массой, равна 5,11∙105 эВ, что в 10 млн. раз больше[23].
Кроме того, в 1998 году в ходе эксперимента Super-K с помощью нейтрино было получено изображение Солнца, показанное на рис. 13.3. Фотография была сделана ночью сквозь толщу Земли — впервые людям удалось увидеть, как выглядит ядро звезды{276}. Тем, кто думает, что Солнце исчезает, опускаясь вечером за горизонт, эта картинка докажет, что оно на самом деле никуда не делось.
Масатоси Косиба получил в 2002 году Нобелевскую премию по физике за руководство камиоканскими экспериментами.
Темная материя
Как мы уже знаем, одной из главных проблем с первоначальной моделью Большого взрыва было то, что, если бы в самый первый эмпирически определяемый момент нашей Вселенной средняя плотность вещества в ней превышала критическую плотность более чем на 1/1060, произошел бы моментальный коллапс Вселенной. Если бы она была настолько же ниже, Вселенная начала бы расширяться с такой высокой скоростью, что к настоящему времени по большей части опустела бы. Эту проблему назвали проблемой плоскости, поскольку она требует, чтобы пространство Вселенной было почти абсолютно евклидовым. Инфляционная модель решает проблему плоскости, поскольку, согласно ей, пространство расширилось на много порядков, так что стало плоским, а плотность вещества в нем — критической.
Однако астрономы давно знают, что плотность видимого вещества во Вселенной, большая часть которого представлена светящимися звездами и звездной пылью, далеко не равна критической. Хотя довольно убедительные свидетельства существования большой невидимой части Вселенной, называемой темной материей, появились еще в 1930-х, большинство астрономов не спешили признавать ее реальность по весьма разумной причине: они не могли увидеть ее непосредственно с помощью телескопов. Вывод о существовании скрытой массы можно было сделать, применив законы Ньютона к наблюдаемым орбитальным движениям звезд в галактиках.
Кто-то мог подумать, что эти законы следует подкорректировать для описания движения в астрономических масштабах, и ученые даже предложили несколько таких моделей. Однако, согласно принципу бритвы Оккама, не стоит бросаться заменять существующую теорию, в особенности так прочно устоявшуюся, как закон всемирного тяготения Ньютона, если есть другой вариант. Итак, до сих пор существование темной материи представляет собой наиболее экономное решение{277}. Заметьте, что, хотя место закона всемирного тяготения Ньютона заняла общая теория относительности, это не меняет выводов касательно скрытой массы, поскольку закон Ньютона в этом случае все еще применим.
Но все же, чтобы инфляционная модель и гипотеза темной материи имели право на существование, оставалось решить некоторые проблемы. Как описывается в главе 9, впечатляющий успех теории первичного нуклеосинтеза в отношении расчетов точной распространенности легких ядер, в особенности дейтерия, доказал, что барионная плотность, то есть плотность известной нам материи, составляет в лучшем случае 5% от критической. Сюда входит не только светящееся вещество (галактики и пр.), на которое приходятся жалкие 0,5%, но также все тела, состоящие из атомов (планеты, коричневые карлики, черные дыры), которые не испускают излучения, поддающегося регистрации. Темная материя не просто темная — это вообще не материя, какой мы ее знаем.
23
Поскольку три типа нейтрино стандартной модели находятся не в стационарном состоянии, но постоянно переходят друг в друга, они не имеют определенных масс и представляют собой скорее комбинации из трех нейтринных состояний: ν1, ν2 и ν3