Как устроена Вселенная? Из чего она состоит? Какие астрофизические проекты помогают нам это понять? Об этом рассказывает академик РАН Андрей Михайлович Быков, руководитель отделения физики плазмы, атомной физики и астрофизики Физико-технического института им. А.Ф. Иоффе РАН, руководитель лаборатории астрофизики высоких энергий.

— Андрей Михайлович, вы астрофизик. Когда говорят слово «астрофизика», то обычно представляют себе телескопы: наземные, орбитальные. А у вас они есть?

Скопление галактик SMACS 0723, находящееся в созвездии Летучей Рыбы. Фото получено с помощью орбитального телескопа Джеймс Уэбб. Источник.: NASA, ESA, CSA, STScI, nasa.gov

— В отделении, которым я руковожу, четыре лаборатории, которые занимаются астрофизикой. Есть лаборатория космических лучей – она занимается солнечной физикой и местным пространством – околоземным, солнечным ветром и так далее. Есть сектор теоретической астрофизики, там занимаются и теоретической астрофизикой, и наблюдениями, но наблюдениями на существующих крупных телескопах, в основном оптических. Они наблюдают на международных телескопах, в составе международных групп или в САО – Специальной астрофизической обсерватории. Они наблюдают в основном квазары – это такие космологические объекты, активные ядра галактик и пульсары, в рентгеновском диапазоне. Есть лаборатория экспериментальной астрофизики – она маленькая и занимается одним, очень важным проектом «Конус» – это, в основном, наблюдательные исследования гамма-всплесков и вспышечных процессов. Лаборатория состоит меньше, чем из десяти человек, они все занимаются «Конусом». Это очень важный и чрезвычайно эффективный, хотя и не самый сложный по сегодняшним меркам прибор. Я его про себя с автоматом Калашникова сравниваю – простой, но безотказно работает.

— Можете с закрытыми глазами собрать и разобрать?

— Да. И мы точно знаем, как он работает, поэтому он ценности не потерял, несмотря на годы. Его и сейчас собираются ставить – когда «Спектр-УФ» полетит, то там стоят наши «Конусы».

— Насколько я знаю, «Конус» был запущен ещё в 1990-е. Он до сих пор работает?

— Да, он стоит на аппарате НАСА «Wind» с 1994 года и работает бесперебойно, замечательно, каждый день коллеги получают результаты. Но с запуска прошло больше 30 лет, и у нас совместно с ИКИ РАН разрабатывается проект детектора, который имеет чувствительность на много порядков выше, чем «Конус». Он разрабатывается в рамках федеральной космической программы. Проект называется «Спектр-РГМ». Есть «Спектр-РГ», который сейчас летает, есть «Спектр-РГН», который принят на будущее, и теперь есть наш «Спектр РГ» с индексом М.

Академик РАН Андрей Михайлович Быков. Фото Н. Лесковой.

— М – это что?

— Модифицированный. Он сильно отличается от «Спектра-РГ» – диапазон другой. Мы очень надеемся, что он полетит. Правда, это случится не раньше, чем через десять лет. В нашей лаборатории есть группа, которая этим ежедневно занимается. Мы сейчас сделали расчеты, и поскольку у нас институт в значительной мере «полупроводниковый», есть группа, которая делала детекторы для большого адронного коллайдера, и их технологию можно использовать. Идея в том, чтобы использовать наработки детекторов коллайдера на космос. Это не всегда легко, потому что условия разные – например, температурные и радиационные режимы. Но такая идея, если будет реализована, позволит очень сильно продвинуться в наблюдении источников мегаэлектронвольтного диапазона. Там сейчас очень тяжёлая ситуация с чувствительными наблюдениями.

— В чём это выражается?

— Гамма-всплески хорошо детектируются в мегаэлектронвольтном диапазоне, но причина, почему мы их регулярно наблюдаем с «Конусом» и почему вообще их открыли около пятидесяти лет назад, – потому что они очень яркие. А источники следующего уровня имеют светимости на много порядков меньше, вы их просто не видите и часто даже не знаете об их существовании. В наблюдаемом из космоса электромагнитном излучении есть спектральная щель, между рентгеновской астрономией и гамма-астрономией высоких энергий. Это потенциально богатый физическими процессами диапазон гамма-квантов низких энергий, в котором почти нет наблюдений. Был аппарат НАСА COMPTEL, который имел чувствительность лучше, чем «Конус» и ему подобные. Но они всё-таки одного класса чувствительности. А вообще-то для того, чтобы реально наблюдать интересные объекты в диапазоне мегаэлектронвольт, надо иметь чувствительность примерно на пять порядков лучше, чем та, что имеют детекторы для исследования гамма всплесков.

— Этому нет предела – надо всё время повышать чувствительность, чтобы видеть всё больше?

— Да. Это неслучайно получилось, что есть провал в наблюдательной гамма-астрономии диапазона мегаэлектронвольт. Это связано с технологией. Для того чтобы наблюдать гамма-кванты в энергиях мегаэлектронвольт, они должны быть страшно яркие. А вот если источники не очень яркие, то в диапазоне энергий квантов от сотен килоэлектронвольт до гигаэлектронвольт не работают хорошо разработанные технологии, основанные на конверсии космического гамма-фотона в электрон-позитронные пары. А в диапазоне МэВ детектирование основано на эффекте Комптона. Сделать высоко чувствительный прибор на эффекте Комптона до сих пор не удалось. Мы рассчитываем, что получится. Есть и конкурирующие проекты: американские, китайские и европейские…

— Что это за эффект и почему не удаётся?

— Это хорошо известный эффект – рассеяние кванта на электроне. Вот в чём идея его использования: у вас есть квант, он попадает в ту или иную часть детектора, передаёт импульс электрону или нескольким, а вам надо определить характеристики падающего кванта. Вы можете это сделать, только аккуратно измеряя характеристики электрона, получившего импульс от кванта. В процессе восстановления направления прихода и энергии кванта есть неоднозначности. Технологически это достаточно сложно и до сих пор на хорошем уровне не удавалось, имея в виду естественные ограничения веса и размера орбитальных детекторов. Вопрос в том, чтобы отследить вторичную частицу, и восстановить характеристики фотона. Кремниевые детекторы, которые были на коллайдере, это сделать помогают. Комптоновские приборы для космоса можно делать разные, но на принципе двусторонних кремниевых чувствительных элементов ещё никто не сделал. Мы будем это осваивать.

Сцинтиляторный приёмник гамма-детектора «Конус». Два таких устройства уже больше 30 лет работают на космическом аппарате Wind. Фото Н. Лесковой.  

— За те годы, что вы работаете в астрофизике, что нового удалось понять про устройство Вселенной?

— Моя основная работа – это теоретическое и компьютерное моделирование астрофизических объектов с большим выделением энергии. К ним относятся, например, сверхновые звёзды – крайне важные объекты в астрофизике. Если бы не было сверхновых, не было бы жизни. Сверхновые выбрасывают в окружающую среду синтезированные звёздами кислород, углерод – всё, что нужно для формирования всего, что мы видим вокруг себя.

— Все мы – дети сверхновых?

— Да. И вот в области сверхновых у нас много разных задач. Сверхновые как источники рентгеновского гамма-излучения, как источники космических лучей, как объект, помогающий звездообразованию...

— Вы сами открывали сверхновые?

— Нет, но все они открыты на нашем веку. Например, сверхновая SN 1987а в Большом Магеллановом Облаке была открыта 23 февраля 1987 года. Её видели даже невооруженным глазом в Южном полушарии.

— Как? Увидели вспышку?

— Да, очень яркую вспышку. Мы точно не знаем, но оценки такие: каждую секунду во Вселенной вспыхивает от десятка до сотни сверхновых. Они все очень удалённые, мы в большинстве своём их не видим. Сейчас будут запущены в эксплуатацию наземные телескопы, у которых очень широкое поле зрения, и они по идее будут видеть их каждый день. В этом смысле открыть сверхновую – не вопрос науки, а вопрос практики. Те же гамма-всплески открывают чуть ли не каждый день. Гамма-всплеск – это ведь тоже сверхновая. Когда я сказал про SN 1987а, речь шла о близких к нам сверхновых, потому что они страшно интересны. Если они далёкие, вы получаете несколько опосредованный формат: можете померить, как она увеличивала светимость, как падала – из этого можно получить много информации. Но таких кривых блеска уже десятки тысяч, их наблюдают массово. Нас же интересуют близкие объекты, которые можно рассмотреть в деталях.

Если это далёкий объект, вы видите просто точку, из которой сигнал во времени меняется на разных частотах. А если объект близкий, то он наблюдается как остаток сверхновой. Она вспыхнула в какие-то секунды, дни и выбросила гигантское количество энергии. Мы занимаемся как раз вопросами, как будет выглядеть эта выброшенная энергия, как она будет распределяться, что она будет делать. Такие сверхновые ускоряют частицы сильнее, чем любой ускоритель.

Остаток сверхновой SN 1987A, снимок получен с помощью телескопа Джеймс Уэбб в 2023 году. Источник: NASA, ESA, CSA, M. Matsuura (Cardiff University), R. Arendt (NASA’s Goddard Spaceflight Center & University of Maryland, Baltimore County), C. Fransson (Stockholm University), J. Larsson (KTH Royal Institute of Technology), A. Pagan (STScI), CC BY 4.0.

Ядерная физика начиналась, когда ускорителей ещё не было. В 1926-м году в подвале здания, где находится наш институт, Дмитрий Владимирович Скобельцын сделал камеру Вильсона, поместил её в магнитное поле и обнаружил, что космические лучи заряжены и там вращаются. После этого хлынула масса открытий: античастицы, позитроны – всё это было открыто в космических лучах. До конца 1940-50-х годов почти вся информация в ядерной физике была оттуда, потому что ускорять никто ничего не мог. Уже в 1970-е годы ускорители стали более конкурентоспособны, а сейчас они ещё сильнее. Так что мы прослеживаем очень большие связи между физикой частиц и астрофизикой в области высоких энергий. И сверхновые тут играют не последнюю роль.

— Какие ещё объекты вы изучаете?

— Сверхновые дают нам и другие объекты, которыми мы сейчас сильно интересуемся. В результате вспышки сверхновой происходит гигантский выброс химических элементов, ускорение частиц, но в ряде случаев, если эта сверхновая произошла из-за коллапса массивной звезды, остаётся либо чёрная дыра, либо нейтронная звезда – в зависимости от того, какая масса была у звезды перед коллапсом ядра. Нас сейчас в основном интересуют исследования этих объектов. Если говорить про нейтронные звёзды – тут многоплановые исследования: в секторе теоретической астрофизики коллеги занимаются внутренностями нейтронных звёзд, а мы занимаемся тем, что следует из того, что нейтронная звезда при рождении очень быстро вращается. Исходно она может вращаться даже быстрее 100 оборотов в секунду. Это очень большая энергия вращения. При сжатии, и, вероятно, через динамо эффект звезда становится магнитом с очень сильным магнитным полем. При торможении вращения звезда генерирует электромагнитные поля и потоки релятивистских частиц, которые формируют протяжённую туманность. Эта туманность, состоящая из релятивистских частиц, видна в рентгеновском, в гамма-диапазонах. Там очень интересная физика, позволяющая нам проверять многие явления и эффекты. Мы не можем построить лабораторию с такими электромагнитными и гравитационными полями на Земле.

— Это чисто фундаментальные исследования?

— Не только. Одна из прикладных задач, про которую говорится редко – астрофизические исследования позволяют проверять законы природы. В учебниках написаны законы, и человек думает, что законы были всегда – кто-то их придумал. Их не придумали, их извлеки гении – Ньютон, Галилей, Эйнштейн, Ломоносов, Менделеев. Каждый закон имеет формально свой диапазон, в котором он проверен. Будет ли он справедлив, если выйти из этого диапазона – например, законы идеального газа? Если вы сильно сожмёте вещество, он не будет справедлив. У вас вместо газа будет жидкость. Астрофизика хороша тем, что позволяет проверять справедливость гипотез о пределах действия законов в совершенно экстремальных условиях. В космических объектах гигантские выделения энергии, гигантские плотности, давления, температуры, которые невозможно воспроизвести на Земле. Магнитные поля у этих нейтронных звёзд колоссальны – сейчас считается, что они достигают 10¹⁴ Гаусса и выше. Одна из наших задач – делать расчёты в рамках имеющихся законов и смотреть, что из предсказанного мы видим, а что нет.

— Получается предсказывать?

— В большинстве случаев – да, фундаментальные законы работают. Там есть несколько аспектов: есть фундаментальные уравнения, которые описывают явления, и есть наши модели. Модель – это то, что я себе представляю на основе ограниченных данных. На уровне модели ошибки бывают. Но в этом и есть задача: практически всегда строится несколько моделей, а дальше смотрим, какая из них адекватна. Это и есть то, чем мы в основном занимаемся. В ряде случаев получается.

— В своё время академик Валерий Анатольевич Рубаков сказал мне в ответ на один из вопросов: «Вселенная – странная особа». В чём для вас её главные странности?

— Странность – это если вы хотите, чтобы она выглядела так, как вам понятно, а вам непонятно. А мне природа нравится такой, как она есть, и хочется её понять в деталях.

— Вам её загадочность нравится? Для вас Вселенная – как блоковская «Незнакомка»?

— Да, примерно так.

— Какие ваши главные научные вопросы на сегодня?

— Их много, и один из них – что такое тёмная материя. Это всем очень хочется понять. К сожалению, пока не очень понятно. Сегодня сомнений нет, что тёмная материя должна быть. Но никакие известные на сегодня гипотезы происхождения тёмной материи пока проверку не проходят. Диапазон возможностей – от аксионов с какими-то страшно маленькими массами до слабо взаимодействующих массивных частиц.

— Нейтрино?

— Нейтринные теории тоже есть. Но мы с коллегами занимались как раз проверкой гипотезы о тёмной материи, как слабо взаимодействующих массивных частиц; их ещё называют «вимпами» (WIMPs). Таких частиц нет в Стандартной модели фундаментальных частиц и их взаимодействий. Когда люди выходят за пределы Стандартной модели, появляются новые частицы-кандидаты. И одним из кандидатов была, например, суперсимметричная частица нейтралино. Это такая истинно нейтральная частица, которая совпадает со своей античастицей. Оценки на массу этой гипотетической частицы варьировались в диапазоне от гигаэлектронвольт до тераэлектронвольт. Люди ищут эту частицу разными путями. Например, есть детекторы под землей, очень чувствительные, дающие верхний предел на взаимодействие любой природы с частицами тёмной материи, которые приводили бы к изменению импульса частиц детектора.

Чем мы конкретно интересовались и интересуемся: если действительно в основе тёмной материи лежат частицы типа нейтралино, то они должны аннигилировать при столкновении сами с собой. В нашем мире, частицы могут аннигилировать со своими античастицами; например – электрон с позитроном, или протон – с антипротоном. А если нейтралино совпадает со своей античастицей, то при столкновении таких частиц они будут аннигилировать. Мы не знаем, как устроено это нейтралино и как происходит аннигиляция. Однако предполагается, что в результате такой аннигиляции будет рождаться множество различных частиц Стандартной модели, и наша задача состоит в том, чтобы их увидеть. Частиц тёмной материи должно быть много, поскольку именно тёмная материя вносит основной вклад в массу Галактики. Значит, с заметной вероятностью, частицы тёмной материи должны сталкиваться друг с другом.

— Что именно будет образовываться в этих столкновениях?

— Считалось, что будет образовываться спектр известных частиц, какие есть, в частности – позитроны, антипротоны, электроны. Но маленькое количество добавочных частиц обычной материи – протонов или электронов – вы никогда не увидите. Вселенная, как показывают наблюдения, устроена так, что обычной материи в ней почти в миллиард раз больше, чем антиматерии. То есть, Вселенная доминирована веществом, а не антивеществом. Именно поэтому появление добавочных античастиц заметить проще. Идея в том, что у вас будет постоянный эффективный источник античастиц, позитронов и антипротонов, которые по-другому бы не появились. Поэтому есть задача поиска позитронных аномалий.

— Как её можно решить?

— Она решается разными способами. Мы занимались двумя. Наша лаборатория в давние годы участвовала в эксперименте «Pamela»: это своего рода орбитальный магнит, который искал позитроны в космических лучах, нашёл аномалии их спектров. В этом случае проблема отделить различные возможные источники наблюдаемой аномалии на уровне моделей. В частности, такую аномалию могут сформировать как аннигиляции и распады тёмной материи, так и близкие пульсары. Мы с коллегами занимались и поиском аннигиляционного излучения позитронов. Была международная обсерватория «Интеграл» с российским участием, которая работала двадцать с лишним лет и в прошлом году закончила работу. Она построила карту Галактики в линиях, которые получаются при аннигиляции позитронов. Она видит очень яркое пятно около галактического центра. Чтобы это пятно было стационарным и таким ярким, нужно, чтобы аннигилировало порядка 10⁴³ позитронов в секунду. Одна из рабочих гипотез, что позитроны образуются при аннигиляции частиц тёмного вещества. Но для того, чтобы эту гипотезу проверить, нужно сравнить карту «Интеграла» с расчётами профиля распределения тёмного вещества. По идее, оба распределения должны примерно совпадать — и рассчитанное, и наблюдаемое, если последнее действительно приходит от тёмного вещества. Там, где плотность тёмного вещества больше, там и будет сигнал.

Карта распределения плотности аннигиляции позитронов в Галактике, построенная на результатах наблюдения космической обсерваторией Integral в течение 20 лет. Источник: Hiroki Yoneda, Thomas Siegert, Saurabh Mittal. Astronomy & Astrophysics, 2025. CC BY 4.0.

— Ну и как? Совпадает?

— Мы с коллегами проверяли, и у нас профили не очень совпали. Это может означать, что либо модели распределения тёмного вещества и аннигиляционного излучения неточны, либо аннигиляции позитронов не связаны с тёмным веществом. В последнем случае нужно искать другие источники позитронов, и мы их, в принципе, имеем. Это всё те же сверхновые определённого типа. При вспышках сверхновых образуется довольно много нестабильных ядер. Мы все пользуемся железом – оно у нас от сверхновых. Но железо Fe-56 появляется в сверхновых не сразу. Сначала образуется никель-56; он является неустойчивым элементом и за неделю распадется в кобальт-56. Кобальт-56 – тоже неустойчивый элемент: он за пару месяцев распадется в настоящее железо Fe-56, которое мы так любим. При распаде ядер никеля и кобальта рождаются гамма-кванты и позитроны. Если у вас достаточное количество сверхновых, вы эти позитроны сможете получить в большом количестве. Далее надо, чтобы они выжили в достаточном количестве при уходе из оболочки сверхновой, распространились на большое расстояние и сформировали нужный энергетический спектр. Модели говорят, что это возможно.

— Как вы думаете, получится пролить свет на эту тёмную субстанцию?

— Пока нет единой теории, из которой бы всё получалось. В какой-то момент люди сказали: слабо взаимодействующие массивные частицы – это и есть оно, тёмное вещество. В конце 1990-х годов компьютеры уже имели хорошую мощность, и они позволили построить модель. Исследователи разбрасывали в объёме области моделирования холодные массивные частицы, которые не участвовали ни в каком ином взаимодействии, кроме гравитационного. В системе частиц формировали начальное возмущение их плотности распределения, и далее смотрели, что будет в рамках стандартной космологии. Это в некотором смысле и есть модель тёмного вещества. Получилось, что, если подождать достаточное время, аккуратно всё посчитать, то получившаяся картина очень похожа на то, что люди видят в оптической астрономии. Там видят крупномасштабную структуру Вселенной: скопления галактик и войды – пустоты между скоплениями галактик, видят распределение галактик, похожее на наблюдаемое. Это было тогда несколько неожиданно. После этого народ поверил в модели с холодными массивными частицами.

Карта сверхскоплений и пустот (войдов) во Вселенной в пределах 1 млрд световых лет. Источник: Richard Powell, Wikimedia Commons, CC BY-SA 2.5.

— Но это было неправильно?

— Дело в том, что эта модель основана именно на холодных и массивных частицах в диапазоне масс между гигаэлектронвольтом и тераэлетронвольтом. Решили идти в этом направлении. Но сейчас ускорители подходят к нужным энергиям и не видят там частиц, которые могли бы нам пригодиться. Никто не закрывает полностью эту модель, но энтузиазм несколько падает. Зато он смещается в сторону аксионов – страшно маломассивных частиц, например с массами 10^-20 электронвольт и существенно ниже. Это означает, что длина волны Комптона такой частицы может быть даже порядка размера галактики. Появились соответствующие компьютерные модели. Они неплохо воспроизводят наблюдения крупномасштабной структуры. Здесь сейчас полный спектр идей, тысячи работ на эту тему. Мы выбираем конкретную гипотезу из предложенных или своих и пытаемся её углублять, потому что иначе это просто философские рассуждения о возможном, а не наука.

— Метафизика?

— На самом деле это тоже полезно: должны быть разные идеи и разные подходы, но у нас другой стиль. Мы привыкли рассчитывать модель до конца, насколько это возможно, чтобы сделать конкретные предсказания, и затем их анализировать – хвалить, спорить, сравнивать – и двигаться дальше.