В 1933 году американский астроном швейцарского происхождения Фриц Цвикки, наблюдая за шестью сотнями галактик в скоплении Кома, расположенном в 300 млн световых лет от Млечного Пути в направлении созвездия Волосы Вероники (Coma Berenices), обнаружил, что масса этого скопления, определенная исходя из скорости движения галактик (так называемая динамическая масса), в 50 раз больше массы, вычисленной с помощью оценки светимости звезд. С такой же нехваткой массы в галактическом кластере Вирго тремя годами позже столкнулся американец Синклер Смит. Столь серьезное расхождение было невозможно объяснить погрешностью расчетов, поэтому ученые пришли к заключению, что Млечный Путь и некоторые спиральные галактики содержат несветящееся вещество, масса которого значительно превышает массу звезд. Это «невидимое» вещество Цвикки в 1933 году назвал темной материей. Голландский астроном Ян Оорт предложил этот термин годом раньше, но использовал его для изложения ошибочной гипотезы. Поэтому отцом темной материи считается все же Цвикки.
Альтернативы
Очень долго темная материя мало кого интересовала. Астрономы полагали, что проблема скрытой массы разрешится после того, как удастся собрать более полную информацию о космическом газе и очень тусклых звездах. Ситуация начала меняться лишь после того, как в 1970 году американские астрономы Вера Рубин и Кент Форд опубликовали результаты измерений скоростей звезд и газовых облаков крупной спиральной галактики М31 — туманности Андромеды. Против всех ожиданий оказалось, что вдали от ее центра эти скорости примерно постоянны. Через несколько лет они получили аналогичные данные для десятков спиральных галактик, а вскоре их подтвердили и другие исследователи.
Дело в том, что скорость планеты, обращающейся вокруг одиночной звезды, обратно пропорциональна квадратному корню из радиуса ее орбиты — следовательно, с расстоянием она монотонно убывает. Это связано с тем, что сила тяготения звезды убывает обратно пропорционально квадрату расстояния, а других источников тяготения в этой системе нет. Основная масса галактики, напротив, приходится на звезды и газовые скопления, находящиеся на приличных дистанциях от ее ядра. Поэтому скорости внутригалактических объектов по мере удаления от ядра должны возрастать, достигнуть максимума, а затем убывать до очень малых значений. Вот этого как раз обнаружить и не удалось: после прохождения максимума скорости уменьшались, однако к нулю не стремились.
Позже обнаружились и другие аномалии. Так, в тусклых эллиптических галактиках скорости звезд на периферии вообще не желали падать и выходили на предельные значения, постепенно повышаясь. К началу 1980-х годов астрономы заподозрили, что для объяснения динамики галактик и галактических скоплений необходимо учитывать какие-то ранее неизвестные факторы. Правда, многие еще долго винили в расхождениях с теорией гравитационное воздействие невидимых скоплений холодного газа и остывших белых карликов, однако эти данные в итоге не подтвердились. Поэтому вот уже более тридцати лет в борьбе за интерпретацию аномалий конкурируют два принципиально разных подхода. Первый из них основан на переписывании второго закона Ньютона, второй — на поиске новых источников гравитационных полей в галактических масштабах.
Прав ли Ньютон?
Объяснить стабилизацию звездных скоростей на внешних границах спиральных галактик в принципе не особенно трудно. Достаточно предположить, что ньютоновский закон всемирного тяготения не работает на гигантских расстояниях, сравнимых с удаленностью периферийной звезды от галактического центра. Допустим, что сила притяжения таких звезд к центральной области галактики уменьшается обратно пропорционально расстоянию, то есть куда медленней, чем предписано Ньютоном. В этом случае звездные скорости на периферии будут постоянными и ненулевыми. Однако эта простая гипотеза приводит к выводам, которые наблюдениями не подтверждаются.
В начале 1980-х израильский физик Мордехай Милгром показал, что наблюдаемые аномалии можно объяснить, если откорректировать основной закон механики Ньютона, в соответствии с которым ускорение пропорционально действующей на тело силе. Милгром предположил, что очень малые ускорения пропорциональны не силе, а ее квадратному корню. Эта концепция известна как модифицированная ньютоновская динамика (Modified Newtonian Dynamics, MOND). На ее основе разработаны протоколы вычислений, позволившие объяснить не только поведение звездных скоростей, но и еще многие особенности динамики галактик. Позднее теорию Милгрома обобщили и расширили ее возможности, что позволило объяснить эффект гравитационного линзирования, который для первой версии MOND оставался неразрешимой задачей.
Парадигма MOND оказалась на редкость жизнеспособной. Вплоть до настоящего времени она имеет убежденных, хотя и не слишком многочисленных сторонников, которые продолжают ее совершенствовать. Однако большинство специалистов все-таки считают, что галактические аномалии можно объяснить и без радикального покушения на основы ньютоновской динамики, которое требует и пересмотра общей теории относительности. Одновременно с MOND начала формироваться конкурирующая парадигма. Она основана на гипотезе, согласно которой в создании галактических гравитационных полей участвуют частицы, до сих пор ускользающие от наблюдения. Их-то теперь и называют темной материей.
Темные частицы
Гипотетические частицы этой загадочной материи пришли в астрономию из космологии. Лет сорок назад стало понятно, что наша Вселенная обладает плоской или почти плоской геометрией, и поэтому средняя плотность ее вещества должна не слишком отличаться от 10-29 г/см3. Уже тогда было очевидно, что известного науке вещества для этого никак не хватает. Проблему можно было устранить, предположив, что масса многочисленных реликтовых нейтрино составляет порядка 20 электронвольт. Ученые, выступившие с этой идеей, полагали, что массивные нейтрино скапливаются на периферии галактических скоплений и создают поля тяготения, необходимые для стабилизации звездных скоростей. Так впервые было высказано предположение, что темная материя может иметь небарионную природу, то есть состоять не из протонов и нейтронов. Впрочем, эта гипотеза не подтвердилась, поскольку со временем стало ясно, что масса всех трех разновидностей нейтрино не превышает десятых долей электронвольта.
Однако в 1978 году Джеймс Ганн и его соавторы предположили, что от Большого взрыва могли остаться гораздо более массивные стабильные частицы небарионной природы, которые и составляют темную материю. Подобно нейтрино, они электрически нейтральны и, следовательно, не могут излучать и поглощать фотоны — в противном случае их бы легко обнаружили. Через шесть лет было показано, что скопления подобных частиц могут формировать гравитационные колодцы, которые способствуют образованию галактик и стабилизируют скорости периферийных звезд. Эти частицы из-за большой массы уже на стадии рождения первых галактик (а фактически гораздо раньше) обязаны двигаться много медленнее света. Поэтому их называют холодными — в отличие от «горячих» нейтрино, движущихся почти что со скоростью света. Так к середине 1980-х годов возникла концепция холодной темной материи, которая доминирует до сих пор.
С тех пор прошло тридцать лет — срок немалый. За это время теоретики придумали множество версий частиц темной материи (и не только холодной), а экспериментаторы сконструировали и опробовали различные детекторы, предназначенные для их регистрации. Однако воз и ныне там. Поиск бозона Хиггса занял в общей сложности 23 года (1989−2012), и проводился он на трех коллайдерах: LEP, Тэватроне и БАК. Темную материю с 1990 года ищут на десятке установок, но пока безуспешно.
Холодные кандидаты
Бозон Хиггса стал последней новооткрытой частицей, чье существование было предсказано на основе господствующей теории микромира — стандартной модели элементарных частиц. Частицы темной материи, если и существуют, этой теорией не описываются. В холодном варианте они должны быть нерелятивистскими, очень слабо взаимодействовать друг с другом и с обычной материей и никак (в крайнем случае почти) не взаимодействовать с фотонами. В то же время они должны создавать поля тяготения, как и частицы стандартной модели. Поэтому их называют слабовзаимодействующими массивными частицами, или вимпами (Weekly Interacting Massive Particles, WIMP).
Как показывают модельные вычисления, вимпы могут быть в десятки или, что вероятней, в сотни и тысячи раз тяжелее протона. Не исключено, что их обнаружат если не на БАК, то на суперколлайдере нового поколения с суммарной энергией столкновений в 100 ТэВ (порядка 100 000 протонных масс), сооружение которого начнется после 2020 года.
Самые популярные претенденты на звание вимпов предложены на основе теории суперсимметрии. Она утверждает, что у каждой частицы стандартной модели есть так называемый суперпартнер (или суперпартнеры), чей спин на ½ отличается от ее собственного. Поэтому частицам с полуцелым спином, фермионам, соответствуют суперпартнеры с целым спином, бозоны, а суперпартнерами бозонов являются фермионы. Суперчастицы могут распадаться, но самая легкая из них обязана быть стабильной. Именно ее считают лучшим кандидатом на роль частицы темной материи и пытаются зарегистрировать в большинстве экспериментов. Из всех теоретически мыслимых версий такой частицы специалисты предпочитают нейтралино — квантовую смесь суперпартнеров фотона, Z-бозона и бозонов Хиггса.
Вимпы и виспы
История безуспешных поисков вимпов длинна и увлекательна, как хороший детективный роман, но мы ограничимся двумя событиями. В апреле 2013 года участники коллаборации CDMS сообщили о возможной регистрации трех столкновений вимпов с ядрами кремния в криогенном детекторе, установленном на глубине 700? м в старом руднике в Миннесоте. Всего через полгода эту информацию решительно опровергли члены группы LUX, работавшие с детектором на жидком ксеноне, собранном на глубине 1480? м в закрытой в 2002 году шахте Хоумстейк в Южной Дакоте. Их нулевой результат вообще ставит под сомнение существование легких вимпов с массами от 20 до 100 ГэВ, поскольку в этом диапазоне детектор проекта LUX по уровню чувствительности занимает первое место в мире. Сейчас готовится новый цикл измерений протяженностью в 300 суток, результатов которого ученые ждут с великим нетерпением. Эта же группа работает над созданием детектора LZ на 7 т ксенона, который может вступить в эксплуатацию в 2019 году.
Косвенный поиск темной материи обычно направлен на регистрацию гамма-квантов, которые могут родиться при столкновениях вимпов в дальнем космосе, внутри Солнца и даже в земных глубинах. Поскольку природа вимпов неизвестна, никто в точности не знает, что нужно искать и как интерпретировать полученные результаты. Во всяком случае конкретных ответов пока нет.
Отсутствие прогресса в поисках вимпов в последние годы повысило интерес к еще одному семейству кандидатов в темную материю, легким слабовзаимодействующим частицам — виспам (Weakly Interacting Slim Particles, WISP). Наибольшее внимание уделяют аксионам, которые в 1977 году изобрели Роберто Печчеи и Элен Квинн. Эти физики пытались разрешить довольно неприятную проблему теории сильных ядерных взаимодействий — квантовой хромодинамики. В ее основное уравнение не заложено сохранение CP-симметрии, которая осуществляет зеркальное отражение и меняет частицы на античастицы. Нарушение симметрии должно приводить к появлению у нейтрона дипольного электрического момента, чего не наблюдается в эксперименте. Печчеи и Квинн предложили красивую модель, снимающую это противоречие. Из нее вытекает существование легких стабильных частиц, которые не несут электрических зарядов, но в сильных магнитных полях индуцируют возникновение фотонов. Это и есть аксионы. Позднее космологи показали, что аксионы могут быть приемлемыми кандидатами в частицы темной материи.
Аксионы должны быть намного легче нейтрино — согласно теоретическим оценкам, их массы измеряются всего лишь миллионными долями электронвольта. Как ни странно, при этом они движутся с нерелятивистскими скоростями — это все еще «холодная» версия темной материи. Великое множество таких частиц могло родиться вскоре после Большого взрыва и обеспечить недостающую массу. Ищут их с начала 1990-х — и опять-таки безрезультатно.
Есть и другие версии темной материи — сверхтяжелые реликтовые частицы, реликтовые черные дыры, суперпартнеры аксионов (аксино) либо гравитонов (гравитино) и «зеркальная материя». Но это уже чистая экзотика.
Техника и деньги
«Для поиска темной материи созданы чрезвычайно эффективные детекторы разных типов, — говорит профессор Дэвид Клайн, организатор международной конференции Dark Matter 2014, которая прошла в Калифорнийском университете в Лос-Анджелесе в феврале 2014 года. — Сейчас необходимо повышать их чувствительность, которая зависит от массы рабочего тела. Эксперимент группы LUX пока ничего не дал, но их установка содержит лишь 370 кг ксенона. А вот коллаборация DARWIN разрабатывает 25-тонный ксеноновый детектор. Наилучшие шансы, по моему мнению, имеют детекторы на сжиженных благородных газах — аргоне и ксеноне. Уже удалось увеличить их возможности на четыре-пять порядков, а в ближайшие годы можно ожидать скачка еще в три-четыре порядка. В этой области экспериментаторы опережают теоретиков».
В то же время поиск аксионов практически буксует. И дело не в технике, а в деньгах. Если аксион и существует, его можно зарегистрировать лишь в очень сильных магнитных полях, где он превращает виртуальные фотоны в реальные. Для этого отлично подошли бы 18-тесловые магниты, которые есть на рынке, а еще лучше — экспериментальные 32-тесловые. Они стоят больших денег, а их не так просто получить. Те, кто в США финансирует эту область физики, не слишком верят в существование аксионов, а в других странах ими практически и не занимаются. Сейчас в Университете Сиэтла готовится эксперимент ADMX, участники которого попытаются обнаружить аксионы с помощью сверхпроводящего магнита с напряженностью поля около 8 Тл. В таких полях от аксиона ожидаются чрезвычайно слабые сигналы, а их можно искать до бесконечности. «Так что здесь, — констатирует профессор Клайн, — скорых результатов не дождаться».
Дэвид Клайн полагает, что наилучший кандидат в частицы темной материи — это нейтралино с массой от 500 до 1000 ГэВ. Детектор LUX имеет пик чувствительности в районе 30 ГэВ, поэтому неудивительно, что он ничего не обнаружил. Однако в 2015 году вступит в строй детектор на 1−3??т ксенона, его шансы на успех уже повыше. А потом появятся и более мощные установки, за которыми будущее.
Увидеть вимп
Вимпы ищут прямыми и косвенными методами. Прямой поиск направлен на выявление их столкновений с ядрами обычного вещества, служащего рабочим телом детектора.
В 1 м3 пространства вблизи земной поверхности от нескольких сотен до нескольких тысяч вимпов. При столкновениях они теряют часть кинетической энергии и отдают ее детектору. Хоть такие столкновения происходят всего несколько раз в сутки, а выделяемая энергия очень мала, их можно зарегистрировать и отделить от столкновений с космическими лучами и земными радионуклидами.
Есть три основных способа прямой регистрации вимпов.
1. При отскоке ядра могут излучаться кванты света (сцинтилляция), которые уловят фотоумножители.
2. При столкновении с вимпом атом может превратиться в ион, потерять часть электронов, которые можно детектировать.
3. Если в качестве рабочего тела используется твердое вещество, столкновения возбуждают колебания его кристаллической решетки, которые тоже можно отследить (чтобы их выделить из теплового фона, кристалл надо охладить почти до абсолютного нуля). В реальных экспериментах эти способы можно скомбинировать.
Ксеноновый детектор
Самыми чувствительными детекторами WIMP являются установки на жидком ксеноне. В них используется комбинированный подход: регистрируются как сцинтилляционные фотоны, так и электроны ионизации, что позволяет идентифицировать взаимодействия с различными частицами по времени и относительному положению этих событий, отсеивать «шум» (столкновения с известными частицами) и выделять среди событий те, которые подходят под схемы взаимодействия с частицами темной материи.
В поисках легкости
Один из перспективных кандидатов на звание темной материи — аксион, самая известная из слабовзаимодействующих частиц (WISP). Эту легкую (порядка миллионной доли электронвольта) стабильную незаряженную частицу, теоретически предсказанную в рамках квантовой хромодинамики для объяснения отсутствия нарушения CP-симметрии, сложно обнаружить, однако в сильных магнитных полях аксион может индуцировать возникновение фотонов. Именно этот эффект и используется в экспериментах по поиску аксионов, которые условно можно назвать «свет сквозь стену»: лазерное излучение направляется на непрозрачную стенку, перед которой (и за ней) установлены сверхпроводящие магниты, генерирующие мощное магнитное поле. Существует вероятность, что фотон в сильном магнитном поле перед стенкой «конвертируется» в аксион, который пройдет сквозь преграду, а затем снова «конвертируется» в фотон, который уже можно обнаружить с помощью очень чувствительных детекторов.
Экспериментаторы приступили к поиску аксионов несколько лет назад. В 2007 году в немецкой ускорительной лаборатории DESY стартовал эксперимент Any Light Particle Search, ALPS-I, завершенный в 2010 году. В настоящее время в DESY готовится гораздо более эффективный эксперимент ALPS-II, который, возможно, позволит обнаружить свидетельства существования слабовзаимодействующих легких частиц.
Комментариев нет:
Отправить комментарий