Как сделать темную материю

Обновлено: 05.07.2024

Что такое темная материя?

Это такая гипотетическая форма материи, которая не участвует в электромагнитном взаимодействии и поэтому недоступна прямому наблюдению. Она составляет четверть массы энергии Вселенной и проявляется только в гравитационном взаимодействии.

Звезды производят 100% света, который мы видим во Вселенной, но всего 2% ее массы. Когда мы смотрим на движения галактик, скоплений и прочего, то находим, что количество гравитационной массы перевешивает звездную массу в 50 раз. Можно было бы подумать, что другие типы обычной материи могли бы объяснить эту разницу.

Видимое вещество — 5%.
Нейтрино — 0,3–3%.
Барионная темная материя — 4–5%.
Небарионная темная материя — 20–25%.
Темная энергия — 70–75%.

Но даже если суммировать все эти компоненты вместе, мы получим всего 15–17% общего количества вещества, которое необходимо для объяснения гравитации. Для остального движения, что мы видим, нам нужна форма материи, которая не только отличается от протонов, нейтронов и электронов, но и не соответствует ни одной известной частице Стандартной модели. Нам нужна в некотором роде темная материя.

Состав и природа темной материи на настоящий момент неизвестны. В рамках общепринятой космологической модели наиболее вероятной считается модель холодной темной материи. Наиболее вероятные кандидаты на роль частиц темной материи — вимпы. Несмотря на активные поиски, экспериментально они пока не обнаружены.

Зачем нам нужна темная материя?

Темная материя нам нужна не только для объяснения астрофизических явлений вроде галактического вращения, движения скоплений и их столкновений, но и для объяснения самого происхождения жизни.

Чтобы объяснить почему, нужно вспомнить, что Вселенная началась с горячего и плотного состояния — Большого взрыва, когда все было в виде практически однородного моря отдельных, свободных, высокоэнергетических частиц. По мере охлаждения и расширения Вселенной образовались протоны, нейтроны и легчайшие ядра (водород, гелий, дейтерий и немного лития), но ничего больше. Только спустя десятки или сотни миллионов лет назад эта материя коллапсировала в достаточно плотные регионы, чтобы образовать звезды и галактики.

Все это произошло бы, хотя и немного иначе, с темной материей или без нее. Но чтобы элементы, необходимые для жизни, расплодились в изобилии — углерод, кислород, азот, фосфор, сера — их нужно выплавлять в ядрах самых массивных звезд во Вселенной. Чтобы из них образовались твердые планеты, органические молекулы и жизнь, им сперва нужно выбросить эти тяжелые атомы в межзвездную среду, где они снова станут звездами, уже следующими поколениями. Для этого нужен взрыв сверхновой.

Насколько сегодня ученые уверены, что темная материя действительно существует?

Они с высокой точностью измеряли возмущение температуры космического микроволнового фона, то есть реликтового излучения. Эти возмущения сохранились с эпохи рекомбинации, когда ионизованный водород превратился в нейтральные атомы.

Эти измерения показали присутствие флуктуаций, очень небольших, примерно в одну десятитысячную Кельвина. Но когда они стали сравнивать эти данные с теоретическими моделями, то обнаружили важные отличия, которые нельзя объяснить никак иначе, кроме как присутствием темной материи. Благодаря этому они с точностью до процентов смогли посчитать доли темной и обычной материи во Вселенной.

Состав темной материи

По какой причине это происходит и каков состав темной материи, нам до сих пор точно не известно, однако существует три версии того, что это такое.

Самая простая определяет ее как космологическую константу, которая остается неизменной и наполняет собой все пространство космоса. Как постоянная она присутствует в неизменной форме в любой отдельно взятой массе. Другое название — энергия вакуума.
Вторая теория совершенно обратная, согласно ей темная материя — это квинтэссенция космоса, некое постоянно изменяющееся в пространстве и времени поле. Это альтернативный вариант описания темной энергии, который был выдвинут в конце XX века астрофизиком Кристофом Веттерихом. Исходя из этой концепции, Вселенная расширяется чуть медленнее, чем в рамках теории о постоянной константе.
Третья теория для скептиков — темной энергии на самом деле не существует, это всего лишь еще неизученные свойства гравитации, которая на столь далеком расстоянии действует несколько иначе.

Что дальше?

Исследования и работы на тему изучения темной материи продолжаются, так как до сих пор у нас нет однозначного ответа на вопрос, существует ли эта субстанция.

Если темная материя или темная энергия взаимодействуют со светом космического микроволнового фона таким образом, что нарушает симметрию четности, мы можем найти его след в данных поляризации.

Юто Минами, один из авторов исследования

По его словам, благодаря новой методике ученые смогут максимально точно оценить, насколько сильно пыль Млечного Пути влияет на измерение поляризации реликтового излучения.

Расстояние, которое проходит свет от пыли в пределах Млечного Пути, намного короче, чем расстояние космического микроволнового фона. Это означает, что на излучение пыли не влияют ни темная материя, ни темная энергия. Исследователи выяснили, что с вероятностью 99,2% темная материя и темная энергия действительно нарушают принцип четности.

Это звучит как научная фантастика, чтобы сказать, что есть невидимые, необнаружимые вещи вокруг нас, и что у него есть жуткое название темной материи. Но есть много доказательств того, что этот материал очень реален. Так что же такое темная материя? Откуда мы знаем, что оно там? И как ученые его ищут?

Все, что мы видим вокруг – от растений до планет, от камней до звезд, от людей до скопления галактик Персея – состоит из материи. Но все это составляет лишь около 15 процентов от общего количества материи во Вселенной. Подавляющее большинство, то есть оставшиеся 85 процентов, не учитываются – и мы называем это темной материей.

Это название не описывает, как выглядит эта странная вещь - оно получает такое название, потому что не поглощает, не отражает и не преломляет свет, делая его фактически невидимым. И нет ничего, что могло бы объяснить это в Стандартной модели физики элементарных частиц, которая остается нашей лучшей теорией о Вселенной.

Во всем мире предпринимаются огромные усилия, чтобы попытаться раскрыть, что же на самом деле представляет собой темная материя, но возникает естественный вопрос: если мы не можем ее увидеть, почувствовать, услышать, понюхать или попробовать на вкус, как мы узнаем, что она вообще существует?

Откуда мы знаем, что темная материя существует?

Считается, что темная материя пронизывает вселенную - так почему же мы ее еще не нашли? И откуда мы вообще знаем, что она там?

Все, что имеет массу, имеет гравитационное притяжение, и чем больше массы что-то имеет, тем сильнее становится эта сила. Но астрономы постоянно видят, что крупномасштабные объекты, такие как галактики и скопления, ведут себя так, как будто они имеют гораздо большую массу, чем то, что видно.

Швейцарский астрофизик Фриц Цвикки был первым, кто предложил идею темной материи в 1933 году. Он изучал скопление галактик и обнаружил несоответствие: похоже, что их массы не хватает, чтобы объяснить, как быстро движутся эти галактики.

Открытие Цвики было только первым примером явно пропавшей массы. В конце 1970-х астрономы Вера Рубин и Кент Форд наблюдали за нашей соседней галактикой, Андромедой. Дуэт ожидал увидеть объекты на окраинах галактики, вращающиеся медленнее, чем те, что ближе к центру, но это было не так: вместо этого относительные скорости имели тенденцию выравниваться, а объекты на окраинах вращались гораздо быстрее, чем должна была позволить видимая масса.

Поэтому мы знаем, что темная материя есть. Но становится все более странно - Вселенная, как мы знаем, не могла бы существовать без темной материи.

Темная история вселенной

Считается, что темная материя ответственна за крупномасштабную структуру вселенной, которую мы видим сегодня.

Точно так же, как и обычные вещи, темная материя, как полагают, была создана во время Большого взрыва - или, как предполагает одна из теорий, еще до него, в период космологической инфляции. В любом случае структура, которую мы видим сегодня в космосе, без темной материи была бы совсем другой.

В первые дни существования Вселенной все было относительно гладко. Мы можем видеть это сегодня на фоне космического микроволнового излучения, которое является излучением, которое было создано приблизительно через 400 000 лет после Большого взрыва. Независимо от того, в каком направлении мы смотрим, это излучение выглядит одинаково.

Но в наше время вселенная далеко не гладкая - она довольно комковатая. Эти комки - то, что мы видим как галактики, скопления, суперкластеры и другие гигантские структуры, и между ними всегда есть относительно пустое пространство. Например, прямо по соседству с Млечным Путем находится "локальная пустота", область непостижимого ничто, простирающаяся на сотни миллионов световых лет.

Так как же эволюционировала Вселенная от супергладких до комковатых скоплений? Это влияние темной материи.

Даже в спокойные ранние дни существования Вселенной в некоторых областях было чуть больше темной материи, чем в других. Эта дополнительная масса означала большую гравитацию, поэтому эти более плотные области притягивали регулярную материю, которая, в свою очередь, притягивала все больше и больше. В конечном счете жара и давление заставили эти очаги материи воспламениться как звезды, что дало толчок образованию планетных систем, галактик и кластеров, которые мы видим сегодня.

Тот факт, что вселенная структурирована так, как она есть, является еще одним свидетельством темной материи. Так что мы знаем, что она там. Но что именно это такое? И как ученые ее ищут?

Охота за темной материей

Эксперимент ABRACADABRA не обнаружил сигналов аксионов с массами от 0,31 до 8,3 наноэлектронвольт

Нелегко искать что-то невидимое и редко взаимодействующее с обычной материей. Итак, ученые начинают с теоретизирования того, что может быть темной материей, а затем разрабатывают и проводят эксперименты для проверки каждой гипотезы. Проблема в том, что темная материя может быть чем угодно.

Частицы темной материи могут быть одними из самых легких во Вселенной, или же они могут иметь массу карликовой планеты, или где угодно между ними. Темная материя может быть "горячей" или "холодной", что не имеет ничего общего с температурой, но описывает, как быстро она движется. Она может существовать в возбужденных состояниях, или иметь более низкую энергию.

"Теоретики очень искусны в том, чтобы придумывать предположения о том, чем может быть темная материя, и большинство из них - очень разумные предположения. Таким образом, они все могут быть правдой в принципе - но не все они будут правдой сразу. И поэтому нам нужно провести эксперименты и астрономические наблюдения, чтобы попытаться сузить возможности и прийти к истине", - говорит нам Раймонд Волкас, профессор теоретической физики частиц в Мельбурнском университете.

Может ли ЦЕРН создать темную материю?

3D-рендеринг Большого адронного коллайдера

Различные типы экспериментов охотятся за различными теоретическими частицами темной материи. Пожалуй, самые известные эксперименты проводятся церном на Большом адронном коллайдере (LHC). Там ученые ищут темную материю, пытаясь создать ее.

В LHC протоны сталкиваются с чрезвычайно высокими энергиями, создавая поток других частиц. Иногда это экзотические частицы, к которым ученые обычно не имеют доступа, и есть надежда, что темная материя может быть среди них.

Опять же, если бы темная материя была произведена в одном из этих столкновений, было бы невозможно непосредственно обнаружить – вместо этого она просто выплыла бы из туннеля, не взаимодействуя с детектором. Но именно это необнаружение и ищут ученые.

В физике законы сохранения энергии и импульса гласят, что в изолированной системе ни энергия, ни импульс не могут быть созданы или разрушены. Они могут менять форму, но сумма останется неизменной. Таким образом, ученые могут вычислить, сколько энергии и импульса поступило до столкновения протона, и измерить, сколько есть после этого. Если чего-то не хватает, это говорит о том, что нечто - как темная материя - ускользнуло и унесло эту энергию или импульс.

Хотя LHC совершил квадриллионы этих столкновений за эти годы, до сих пор не было обнаружено никаких подозрительных сигналов темной материи. Но это помогает сузить широкий спектр возможностей, поэтому будущие поиски могут быть более целенаправленными.

Возможно, ответ, наконец, придет после того, как в 2026 году модернизация LHC будет завершена.

Прямое обнаружение темной материи

Объект XENON1T, слева - резервуар для воды, в котором находится сам инструмент, с плакатом, показывающим, что находится внутри, справа - трехэтажное служебное здание.

В то время как LHC ищет в одной части спектра возможностей, другие эксперименты пытаются обнаружить его по-разному. Эти исследования основываются на возможности того, что темная материя иногда может взаимодействовать с обычной материей другими способами, кроме гравитации.

"LHC чувствителен только к некоторым видам темной материи", - говорит Волкас. "Есть другие разумные кандидаты темной материи, для которых LHC - неправильный эксперимент. Другой способ поиска темной материи - эксперименты по прямому обнаружению. Таким образом, идея заключается в том, что вы берете достаточно большой детектор, вы помещаете его в очень тихую обстановку, свободную от фоновых воздействий, которые могут имитировать ваш сигнал темной материи, а затем вы просто наблюдаете за детектором и ждете, пока ядро атома вздрогнет без видимой причины. Идея состоит в том, что частица темной материи пришла, ударила ядро и заставила его отскочить".

Эта базовая концепция была реализована в различных экспериментах по всему миру. Детекторы обычно размещаются в глубоких подземных камерах, вдали от помех, таких как космические лучи или электромагнитные сигналы. И все они ищут различные гипотетические частицы темной материи, используя в качестве детектора различные вещества.

В экспериментах типа LUX и XENON1T использовались огромные емкости с ксеноном, чтобы попытаться обнаружить кандидата темной материи, известного как слабо взаимодействующая массивная частица (WIMP). Идея заключается в том, что когда эти теоретические WIMP сталкиваются с атомом ксенона в резервуаре, они испускают вспышку света, которую могут обнаружить инструменты.

Другое предложение будет использовать вместо этого сверхтекучий гелий. Логика заключается в том, что гелий имеет гораздо более легкое атомное ядро, чем ксенон, поэтому он должен быть более чувствительным к удару темной материи. Это означает, что он может собирать частицы темной материи, которые в 10 000 раз легче, чем другие эксперименты.

Вариация идеи - это то, что называют "камерой снежного кома". В этом предложении используется резервуар с чистой водой, которая переохлаждается до -20 °С. При таких отрицательных температурах малейшее нарушение молекул воды может привести к вспышке замерзания. Так что если она внезапно замерзнет без видимой причины, это может быть сигналом темной материи. Преимущество заключается в том, что вода намного дешевле и проще, чем ксенон или сверхтекучий гелий.

В других экспериментах все происходит совершенно по-другому.

Аксион - гипотетическая частица

Представление камеры радиообнаружения аксионов.

Одним из ведущих кандидатов на роль темной материи является гипотетическая частица, называемая аксионом. Если бы они существовали, то были бы электрически нейтральными, очень легкими и дрейфовали бы повсюду волнами. Но самое главное, они должны иметь крошечные, но обнаруживаемые взаимодействия с электричеством и магнетизмом – и именно так они могут проявляться.

Эксперимент ABRACADABRA предназначен для поиска магнитного отпечатка аксионами. Идея состоит в том, что из-за того, как работают электромагнитные поля, в самом центре кольцевого магнита не должно быть магнитного поля. Так что, если вы установите его и посмотрите на середину, аксион может заявить о себе, если там возникнет самопроизвольное магнитное поле.

В похожей идее ученые из Стокгольмского университета предложили устройство, которое они называют "Аксион-радио". Детектор также использует мощный магнит, но в центре находится камера, заполненная холодной плазмой, которая содержит лес ультратонких проводов. На этот раз любые аксионы, проходящие через него, создадут небольшое электрическое поле, которое приведет к колебаниям в плазме.

Эксперимент nEDM ищет аксионы по-другому. Здесь нейтроны захватываются и электризуются, затем их спин контролируется. Высокое напряжение должно влиять на их скорость спина на определенной частоте – и если эта частота будет видна, что изменяется с течением времени, это может быть признаком аксионной интерференции.

Нулевые результаты не являются недействительными

Охота на темную материю продолжается

К сожалению, все описанные выше эксперименты либо дали нулевые результаты по темной материи, либо пока являются чисто теоретическими. Но отсутствие сигнала не делает эксперимент полным размытием - нулевые результаты важны, чтобы помочь свести на нет в этом гигантском пространстве возможностей.

Каждый тест ищет кандидатов на темную материю в определенном диапазоне масс и с определенными свойствами, и по мере того, как мы вычеркиваем их из списка, мы все больше приближаемся к истине. И это помогает тому, что многие эксперименты получают обновления в будущем, которые сделают их еще более чувствительными.

Тем временем, часто предлагаются совершенно новые идеи. В последние годы ученые предположили, что темная материя может принимать форму сверхтяжелых гравитино, гексакварков d-star или даже "темной жидкости" с отрицательной массой, пронизывающей Вселенную.

Или, конечно, возможно, это просто математическое недоразумение, и какая-то невидимая и неизвестная сила создает эти странные гравитационные эффекты. Что бы это ни было, охота на темную материю далека от завершения.

Современная наука, особенно космология, работает по дедуктивному методу Шерлока Холмса

Эксперимент LUX, в ходе которого ученые пытались с помощью бассейна, заполненного 400 кг жидкого ксенона, поймать частички темной материи — WIMPs, слабо взаимодействующие массивные частицы, — ни к чему не привел. Сейчас к запуску готовится новый эксперимент — DARWIN, в котором планируется использовать 25-тонную массу ксенона для детектирования WIMP (см. рис. 1). С другой стороны, эксперимент ADMX, направленный на обнаружение других (во много раз более легких по массе) кандидатов на роль темной материи, гипотетических аксионов, тоже пока не дал никаких результатов.

Установки экспериментов LUX (слева) и ADMX (справа)

В результате такого молчания детекторов возникает совершенно естественный вопрос: почему мы ищем именно эти частицы, почему не другое? Почему эта масса не может скрываться в других известных нам частицах или объектах? Не может ли быть так, что мы вообще идем на поводу у кодового названия, то есть не может ли быть так, что никакой темной материи и вовсе нет, просто теория гравитации дает сбой и не работает на таких масштабах? Как ученые могут быть так уверены в себе?

Дело в том, что современная наука, особенно в области космологии, работает по дедуктивному методу Шерлока Холмса. Изначально может быть огромное количество вероятных и невероятных, обычных и экзотических, вписывающихся в современную теорию и противоречащих ей гипотез, объясняющих какое-либо явление. Однако объективным судьей, отсеивающим все невозможные варианты гипотез, является самое простое наблюдение и эксперимент. Соответствие наблюдениям — самый базовый критерий, которому должна удовлетворять любая научная теория. Иными словами, если отбросить все невозможные гипотезы, то оставшаяся, сколь бы парадоксальной и невероятной она ни была, и является истиной. Наука работает так, как происходит расследование преступления, где каждая улика и алиби подозреваемых имеют решающий вес. Здесь я хочу как раз рассказать об этих отсеянных гипотезах и объяснить, почему такие длительные и дорогостоящие поиски WIMP и аксионов имеют под собой очень твердые основания.

Первые наблюдения, Или место преступления

Впервые странное явление обнаружил американский астроном Цвикки в 1933 году. Он исследовал скопление галактик Волос Вероники (Coma Cluster) и обнаружил странное расхождение. Дело в том, что измерить массу галактики можно двумя способами. В первом случае можно просто посчитать количество галактик в скоплении, прикинуть их примерную массу по количеству звезд (зная примерно массу каждой) и просто сложить массы всех галактик. У него получилось примерно 1013 (в массах Солнца). Во втором случае можно измерить скорости галактик: чем больше скорость, тем больше гравитационная сила, действующая на эту галактику, и тем больше общая масса скопления. Таким образом можно снова с некоторой точностью оценить массу скопления, и в этот раз у Цвикки получилось 5×1014, то есть в 50 раз больше.

Подозреваемый №1: межзвездная пыль/газ

Подобное расхождение на тот момент не вызвало большого резонанса в научном мире, так как наблюдений было в принципе очень мало и, соответственно, не хватало информации о межзвездной пыли, газе, карликовых звездах. Тогда считалось, что эта дополнительная масса может скрываться именно в них.

В своей работе 1970 года Вера Рубин и Кент Форд изучали для галактики Андромеды зависимость скорости звезд от их отдаленности от центра галактики (так называемую кривую вращения). Так как основная часть звезд сконцентрирована вблизи центра галактики, логично предположить, что чем дальше звезда от центра, тем меньше должна быть гравитационная сила, действующая на нее, и тем меньше должна быть ее скорость. Однако оказалось, что для звезд на периферии такой закон не выполняется и кривая выходит на константу (см. рис. 2).

Кривая вращения для галактики Андромеды (из статьи V. Rubin, Kent Ford Jr., 1970)

Это означало, что основная масса, которая влияет на вращение звезд, не просто скрыта от нас. Она распределена вплоть до периферии и, возможно, еще дальше. Позже подобные кривые были прорисованы для различных галактик с абсолютно тем же результатом. Для многих эллиптических галактик эти кривые не просто не спадали, но и возрастали, то есть чем дальше звезда находилась от центра, тем больше была ее скорость. Получается, что большая часть массы (в среднем более 90%) заключена не в звездах и эта скрытая масса распределена далеко за областью галактического диска в виде сферического гало (см. рис. 3). (Гало — оптический феномен, светящееся кольцо вокруг объекта — источника света. — Прим. ред.)

Сравнение области скрытой массы и размера галактики

Межзвездная пыль и газовые облака теперь уже никак не могли объяснить наличие скрытой массы. Дело в том, что так или иначе и пыль, и газ имеют внутреннее взаимодействие: из-за трения излучения частички пыли или молекулы газа теряли бы энергию, постепенно скапливаясь с периферии в центр. И в результате мы бы имели не огромное гало, простирающееся далеко за пределы самой галактики, а скопление вещества в центре. Поэтому гипотеза газопылевой природы опровергается.

Подозреваемый №2: слабо излучающие астрофизические объекты

Следующей по простоте очевидной гипотезой было то, что скрытая часть массы может быть заключена в известных астрофизических объектах (англ. MACHO — Massive astrophysical compact halo object), таких как слабые или потухшие звезды, белые, коричневые карлики, нейтронные звезды, черные дыры или даже массивные планеты типа Юпитера. Ввиду своей малости и слабой светимости эти объекты не видны в телескоп, и, вполне возможно, их так много, что они и обеспечивают наличие этой скрытой массы.

Когда слабосветящийся массивный объект пересекает наш луч зрения, то видимый объект, находящийся позади, например звезда, становится ярче из-за гравитационного линзирования света (см. рис. 4). Такое явление называется гравитационным микролинзированием. Наличие таких MACHO должно было бы привести к огромному количеству событий микролинзирования. Однако наблюдения орбитального телескопа Hubble показали, что таких событий необычайно мало и если такие объекты MACHO и есть, то их масса составляет меньше 20% от массы галактик, но никак не 95%.

Микролинзирование звезды объектом MACHO

Более того, все эти опровержения позже были подкреплены наблюдениями космического реликтового фона. Дело в том, что эти наблюдения вводят четкое ограничение на число барионов (протоны, нейтроны и все, что состоит из кварков), которые могли родиться в ранней Вселенной в период нуклеосинтеза (образования атомных ядер. — Прим. ред.). В частности, это говорит нам о том, что та барионная материя (все светящиеся звезды, газ, пылевые облака) — это уж, по крайней мере, большая часть всей барионной материи в нашей Вселенной и, соответственно, скрытая масса не может состоять из барионов.

Подозреваемый №3: модифицированные теории

Вернемся к началу рассказа: а что, если никакой дополнительной массы нет? Что, если у нас просто немножко по-другому работает теория гравитации или законы Ньютона?

В самом начале мы говорили, что чем больше гравитационная сила, действующая на объект (в данном случае — на галактику или отдельную звезду), тем больше ее ускорение (закон Ньютона) и, соответственно, скорость, так как центростремительное ускорение пропорционально квадрату скорости. Но что, если подкорректировать закон Ньютона? В 1983 году израильский физик Мордехай Милгром предложил гипотезу MOND (Modified Newtonian dynamics), в которой закон Ньютона был несколько cкорректирован для случая, когда ускорения достаточно малы (10–8 см/с2).

Такой подход хорошо объяснял кривые вращения, полученные Рубин и Фордом, и возрастающие кривые вращения для эллиптических галактик. Однако для скоплений темной материи, где ускорения галактик куда больше ускорения единичных звезд, MOND не вносил никаких поправок, и вопрос оставался открытым. Другой подход был предложен в многочисленных попытках модифицировать теорию гравитации. Сейчас существует широкий класс таких теорий, называемый параметризованным постньютоновским формализмом, где каждая отдельная теория описывается своим набором 10 стандартных параметров, объясняющих отклонение от обычной гравитации.

Какие-то из этих теорий действительно снимают проблему скрытой массы, однако ведут к другим проблемам. Например, к массивным фотонам или хроматичности гравитационной линзы (зависимости отклонения света от частоты), что, конечно же, не подтверждается наблюдениями. В любом случае, ни одна из этих теорий до сих пор не подтверждена наблюдениями. Таким образом, из всевозможных гипотез осталась только одна возможная (хотя изначально экзотическая), не противоречащая эксперименту: темная материя — это какие-то частицы небарионной природы (то есть не состоящие из кварков). Таких кандидатов в теории существует очень много (см. рис. 5), однако их подразделяют на две основные группы — холодную и горячую темные материи.

Кандидаты на роль темной материи, отсортированные по массам (из статьи V. Trimble, 1987)

Подозреваемый №4: горячая темная материя

Горячая темная материя — это легкие частицы, движущиеся со скоростями, близкими к скорости света. Самым очевидным кандидатом на эту роль является самое обычное нейтрино. Эти частицы имеют очень малые массы (раньше считалось, что их масса равна нулю), рождаются в недрах звезд при различных термоядерных процессах и летят, почти ни с чем не взаимодействуя. Однако оказалось, что при том количестве нейтрино, которое есть у нас во Вселенной, для объяснения темной материи необходимо, чтобы их масса была около 10 электронвольт. Но эксперименты ограничивают массу нейтрино сверху до долей одного эВ, что в сотни раз меньше.

После отказа от обычных нейтрино появилась теория о наличии так называемых стерильных нейтрино — гипотетических частиц, возникающих в теории суперслабых взаимодействий. Однако такие частицы в экспериментах пока не обнаружены, и факт их существования сейчас под вопросом. Космологические наблюдения последних лет показали, что если горячая темная материя и есть, то она составляет не больше 10% от всей темной материи. Дело в том, что различные типы темной материи предлагают различные сценарии формирования галактик (см. рис. 6).

В сценарии горячей темной материи (top-down) в результате эволюции сперва формируются большие куски материи, которые затем схлопываются в отдельные мелкие скопления и в итоге превращаются в галактики. В сценарии холодной темной материи (bottom-up) сперва формируются мелкие карликовые галактики и скопления, которые затем сцепляются и образуют более крупные. Наблюдения и компьютерное моделирование показывают, что в нашей Вселенной реализуется именно этот сценарий, что указывает на явное доминирование холодной темной материи.

Сверху — сценарий top-down (горячая темная материя), снизу — сценарий bottom-up (холодная темная материя)

Подозреваемый №5: холодная темная материя

Гипотеза с холодной темной материей на сегодняшний день является самой распространенной в ученом сообществе. Гипотетические частицы холодной темной материи подразделяются на две категории — слабо взаимодействующие массивные частицы (WIMPs — weakly interacting massive particles) и слабо взаимодействующие легкие частицы (WISPs — weakly interacting slim particles). WIMPs — это в основном частицы из теории суперсимметрии (суперсимметричные партнеры обычных частиц) с массами больше нескольких килоэлектронвольт, такие как фотино (суперпартнер фотона), гравитино (суперпартнер гипотетического гравитона) и так далее. Существование одного из главных претендентов на роль WISP — аксионоподобной частицы (ALP) — опровергли недавние наблюдения орбитального гамма-телескопа FERMI/LAT.

Сейчас основным кандидатом из группы WISP является аксион, возникающий в теории сильного взаимодействия и имеющий очень малую массу. Такая частица способна в больших магнитных полях превращаться в пару, что дает намеки на то, как можно попробовать ее обнаружить. В эксперименте ADMX используют большие камеры, где создается магнитное поле в 80000 гаусс (это в 100000 раз больше магнитного поля Земли). Такое поле в теории должно стимулировать распад аксиона на пару, которую и должны поймать детекторы. Несмотря на многочисленные попытки, пока обнаружить WIMP, аксионы или стерильные нейтрино не удалось.

Таким образом, мы пропутешествовали через огромное количество различных гипотез, стремящихся объяснить странное наличие скрытой массы, и, откинув с помощью наблюдений все невозможное, пришли к нескольким возможным гипотезам, с которыми уже можно работать.

Отрицательный результат в науке — это тоже результат, так как он дает ограничение на различные параметры частиц, например отсеивает диапазон возможных масс. Из года в год все новые и новые наблюдения и эксперименты в ускорителях дают новые, более строгие ограничения на массу и другие параметры частиц темной материи. Таким образом, выкидывая все невозможные варианты и сужая круг поисков, мы день ото дня становимся все ближе к понимаю, из чего же все-таки состоит 95% материи в нашей Вселенной.

Если тёмная материя существует, из каких частиц она состоит? Ответ на этот вопрос уже несколько десятилетий ищут в Троицке, на базе института ядерных исследований, где проводится уникальный эксперимент Троицк-ню-масс.

О нём рассказывает И.В. Ткачев, заведующий отделом экспериментальной физики ИЯИ РАН, академик РАН.

– Насколько все это безопасно? Не случалось ли здесь каких-то инцидентов, аварий?

– Мы сертифицированы, есть лицензия. Тритий радиоактивен, но все надежно защищено и под контролем, аварий не было, хотя установке 30 лет.

– Есть такие частицы – нейтрино, о которых многие слышали. Они очень легкие, но играют очень важную роль. Их много. Например, от солнца каждую секунду через человека пролетает несколько триллионов нейтрино. Мы этого никак не чувствуем, потому что они очень слабо взаимодействуют. И именно поэтому изучать их трудно. Кроме того, они отличаются от всех других частиц стандартной модели.

– Насколько я понимаю, они в нее не вписываются, что и мешает этой модели считаться законченной.

– Да, они не вписываются в стандартную модель. Еще до появления стандартной модели, в 1956-м году, было открыто нарушение четности. Придумали простое, элегантное объяснение, что нейтрино другие, не такие как остальные частицы, а именно, они безмассовые. А если они безмассовые, у них очень специальные свойства. Все остальные фермионы – кварки, лептоны, электроны, протоны – имеют левые и правые компоненты. Это как если взять волчок и закрутить: можно влево закрутить, а можно вправо. Это грубая аналогия, но примерно отражающая суть вещей. Так и все остальные частицы: одни в левую сторону крутятся, другие – в правую.

– А что означает нарушение четности?

– В физике есть законы симметрии. Эти симметрии гарантируют существование законов сохранения. Например, однородность пространства и времени приводит к сохранению импульса и энергии. Еще одна возможная симметрия – это отражение в пространстве, которая приводит к сохранению четности. То есть, если использовать аналогии, то некий процесс и его отражение в зеркале – равноправны и существуют. Все остальные частицы, кроме нейтрино, так себя и ведут.

– А нейтрино?

– Как вампиры?

– Или как призраки. Если нейтрино закручены влево, то в зеркале они должны крутиться вправо. Но нейтрино крутятся только влево, вправо – нет. А чтобы было так, они должны быть безмассовыми. Но что, если у нейтрино всё же есть масса?

Самый простой способ объяснить существование массы у нейтрино – предположить, что есть и правые нейтрино. Но физика – наука экспериментальная, на веру ничего принимать нельзя, догм нет, любые постулаты проверяются. Поэтому вопрос, массивны нейтрино или безмассовые, тоже экспериментально проверялся, несмотря на структуру Стандартной модели. Пионером здесь был Владимир Михайлович Лобашёв, который и создал нашу установку. Начинали её строить, когда я был еще аспирантом, в начале восьмидесятых. Тогда здесь уже работы шли по ее созданию. Надо сказать, что для исследования нейтрино вообще существует множество разных установок. Они помогают узнать фундаментальные законы мира, в котором мы живем. Но наша установка уникальна тем, что дает возможность непосредственно измерить массу нейтрино.

– Каким образом?

– Как мы ищем массу нейтрино? Среди продуктов распада трития есть электроны. Мы очень прецизионно измеряем спектр этих электронов. И если у нейтрино есть масса, то спектр будет выглядеть особым образом. Его спектр резко закончится на некотором расстоянии от максимальной, граничной энергии. И это расстояние и будет равно массе нейтрино. Массу нейтрино искали много десятилетий. Постепенно, как это и бывает в науке, улучшая и улучшая пределы, здесь в Троицке Лобашёвым были получены самые лучшие в свое время ограничения на массу нейтрино. Лучшее наше ограничение – это 2 электронвольта.

– Это такая масса?

– Они уточнили ваши данные?

– А, может быть, надо сразу уже строить более мощную установку?

– Допустим, мы наконец-то узнали массу нейтрино. Что делать с этой информацией?

Узнать массу нейтрино – это еще более интересная задача. Я сказал, что наша установка исчерпала себя в подходе измерения массы нейтрино. Но она работает. Что же мы на ней делаем? Мы на ней ищем правые нейтрино.

Мы знаем, что все остальные частицы массивны, потому что есть левые и правые, и они как раз взаимодействуют с Хиггсовским бозоном. Через это взаимодействие левых и правых частиц с Хиггсовским бозоном частица приобретает массу.

У нейтрино так сделать нельзя, если нет правых. А если правые компоненты есть, то так сделать можно. И если мы найдем правые нейтрино, мы будем знать механизм, из-за которого оно приобретает массу.

Почему это интересно? Конечно, напрямую к народному хозяйству это не относится, хотя могут быть самые разные практические приложения. Как те же электромагнитные взаимодействия – вначале думали, что никаких приложений от них не будет, а теперь без них мы жить не можем.

А что же здесь? Мы понимаем, что Стандартная модель неполна. Есть два наблюдательных факта, совершенно четко установленных, которые находятся за рамками Стандартной модели. Один – это то, что у нейтрино есть масса, потому что в Стандартной модели правых нейтрино нет, и массы тоже.

– А второй факт – темная материя?

– Да. Мы точно знаем, что она есть, но из тех частиц, которые мы знаем, темную материю не сделать. В результате есть много гипотетических кандидатов на роль частиц её образующих. Но наиболее интересны те, которые были введены с другой, независимой, целью. И с нейтрино как раз такая ситуация. Для того чтобы объяснить массу нейтрино, нужны правые компоненты, они же стерильные нейтрино. И именно они как раз и могут быть темной материей.

– Так вы ищете темную материю?

– И какие же они?

– Стерильные нейтрино могут быть темной материей, если у них масса в области порядка от одного до десятков килоэлектровольт, то есть они гораздо тяжелее левых, примерно в 10 тысяч раз. Нейтрино по современным представлениям теперь может отражаться в зеркале. Но сама на себя при этом не похожа. В отражении – монстр.

– А почему так может происходить? Это разве не противоречит всем законам физики?

– Как раз в случае нейтрино это возможно.

– То есть, это как кривое зеркало, когда мы смотрим на себя и видим толстых великанов.

– Почему такие нейтрино называют стерильными?

– Они стерильные, потому что у них нет взаимодействий в Стандартной модели, но есть какие-то другие. В результате они приобретают массу, а когда у них есть масса, то левые нейтрино могут переходить в правые, или осциллировать. Этот параметр смешивания, сила, с которой левые и правые связаны, и определяет, сколько нейтрино родилось в ранней Вселенной. Ограничения на этот параметр смешивания левых и правых нейтрино у нас самые лучшие в мире.

– Игорь Иванович, знаю, что среди огромного количества ваших открытий в астрофизике есть экзотическая гипотеза о том, что существует частица размером со звезду, так называемая бозонная звезда. Не может ли наше Солнце быть бозонной звездой?

– Нет, не может. А бозонные звезды – это другое направление наших исследований. Если есть бозонные звезды, тогда темная материя, скорее всего, не нейтрино. И в рамках этой гипотезы нужна не нейтринная, т.е. фермионная, а бозонная темная материя. Фермионы устроены так, что два фермиона в одном состоянии не находятся, это невозможно, действует принцип запрета Паули. А бозоны, наоборот, любят собираться все вместе. Называется это бозе-конденсация.

– Фермионы – индивидуалисты, а бозоны коллективисты.

– Да, все частицы, которые есть в наномире, это или бозон, или фермион. И если есть темная материя, которая состоит из легких бозонов, то тогда может образоваться бозе-конденсат темной материи. И тогда под действием собственной силы тяготения он будет собираться в “звезды”. И все его частицы находятся в одном квантовом состоянии! В бозе звезде не одна частица, конечно, там очень много частиц. Сколько – зависит от того, какая масса у них. Но из-за того, что все они в одном состоянии, это выглядит, как будто это одна частица.

– И где такие звезды можно найти?

– Пока то, что я сказал про них абстрактно. Но есть еще кандидат в темную материю, тоже очень естественный – аксион, который теоретики предложили для решения другой проблемы. И это бозон. Я говорил про нарушение честности. Потом Ландау ввел комбинированную четность, которая, как думали, точно должна сохраняться. Но потом выяснилось, что в слабых взаимодействиях и комбинированная четность нарушается, лишь в сильных не нарушается. И это непонятно, почему. Чтобы объяснить этот парадокс, придумали такую частицу – аксион, который и решает эту проблему – проблему того, почему не нарушается комбинированная четность в сильных взаимодействиях.

И оказалось, что эти аксионы тоже могут быть прекрасными кандидатами на роль темной материи. Они тоже очень легкие, они легче, чем нейтрино. Из-за того, что они легкие, бозе-конденсация происходит очень эффективно, и они естественным образом, за счет гравитации, бозе-конденсируются. Сейчас планируется и проводится очень много экспериментов, где пытаются найти аксионы в лаборатории. Аксион – очень интересная частица, и если он существует, то много где может проявиться. В частности, хотят найти аксионы в излучении Солнца. Мы в этом эксперименте тоже участвуем. Если найдем аксионы от Солнца, то тоже многое поймем. В частности, могут ли они составлять темную материю или не могут.

Аксионы тоже очень слабо взаимодействуют, их очень трудно найти. Но если они образуют бозонные звезды, то их можно наблюдать астрофизически. Например, через гравитационное линзирование, когда в определенном диапазоне масс этих звезд их можно найти и понять, что это действительно какие-то объекты, которые нельзя сделать из наших обычных барионов. Значит, это что-то другое, и это может быть аксионная звезда. И есть еще более интересная возможность. Аксионы взаимодействуют электромагнитно. Один аксион распадается на два фотона. В звезде этот процесс может идти так, как работает лазер, усиливая сам себя. Произойдет мощный взрыв, а все излучение будет в линии, равной половине массы аксиона. Похожее случится, если аксионная звезда пролетит рядом с нейтронной звездой, там, где очень сильные магнитные поля. И тогда бозонная звезда может очень быстро превратиться в излучение. Это будет колоссальное энерговыделение в радиоволнах. На самом деле похожие вспышки видят ученые, они называются быстрые радиовсплески. Их сейчас изучают. Не обязательно, конечно, эти быстрые радиовсплески – это взрывы аксионных звезд.

– Но не исключено.

– Не исключено. Но даже если вот они не объясняют быстрые радиовсплески, эту линию от распада аксионов можно изучать радиотелескопами, искать такую линию в Галактике, например. Такие эксперименты тоже планируются, их будут проводить, мы будем в них участвовать.

– Игорь Иванович, скажите честно: а не обидно, что вот так 30 лет на установке вы искали массу нейтрино, не нашли, теперь пытаетесь найти темную материю и неизвестно, найдете ли. Так прошла вся научная жизнь, и ничего не нашли.

– Нет, не обидно, потому что каждый шаг в этом поиске важен и нужен. Нам это интересно. Кроме того, это не единственное, чем мы занимаемся. Так уж устроена наука. Бозон Хиггса полвека искали, гравитационные волны, которые сейчас открыли, начали искать в 60-е годы прошлого века. Время одиночек прошло, это коллективные усилия, зачастую целых поколений ученых.

Читайте также: