От вимпа! Когда будет раскрыта тайна тёмной материи?
Откуда мы знаем о тёмной материи? Ещё в 1920-х годах было установлено, что звёзды в нашей Галактике (Млечном пути) вращаются вокруг её центра значительно быстрее, чем это следует из известных физических законов и видимого количества вещества. Позднее аналогичный эффект был обнаружен и у других галактик. Это означало, что или наши законы неверны, или существует что-то ещё, что скрыто от земных телескопов. Попытки изменить законы неизменно приводили к противоречиям с другими наблюдаемыми фактами, поэтому сейчас практически все учёные сходятся во мнении, что ответ на эту загадку следует искать в поиске скрытого вещества — тёмной материи. Независимые данные о тёмной материи дали нам наблюдения так называемого микроволнового реликтового фона. Дело в том, что ранняя Вселенная представляла собой горячую и чрезвычайно плотную плазму, чем-то напоминающую ту плазму, из которой состоит наше Солнце и другие звёзды. В таком веществе любой испущенный свет тут же поглощался и не мог распространиться на сколько-нибудь далёкое расстояние. Но Вселенная расширялась и охлаждалась, и около 400 тысяч лет после Большого взрыва её температура упала ниже 3000 градусов Кельвина. Это привело к стремительному превращению плазмы в газ: свободно летавшие до того протоны и электроны соединялись в нейтральные атомы водорода. Так вещество Вселенной стало прозрачным, и свет, испущенный в тот момент, начал беспрепятственный полёт сквозь время и пространство. Этот первый древний свет дошёл и до наших времён. Однако из-за расширения Вселенной длина его волн сильно увеличилась, и сейчас он представляет собой слабый микроволновой фон. Его и называют реликтовым излучением. Замечательным является тот факт, что это излучение сохранило в себе, как на фотографии, свойства той Вселенной, в которой оно появилось. Изучая реликтовый фон, мы изучаем Вселенную такой, какой она была более 13 миллиардов лет назад. Существование реликтового фона и его природа были открыты в середине 1960-х годов, а с середины 1980-х годов учёные запускают в космос спутники, чтобы его изучать. Первым был советский РЕЛИКТ-1, а позже полетели американские COBE и WMAP. Последним на сегодняшний день и самым совершенным является спутник миссии "Планк" Европейского космического агентства. Именно он построил самую точную карту реликтового фона. С помощью этой карты астрофизики смогли определить количественный состав Вселенной. Оказалось, что на долю обычной материи — учёные называют её барионной — приходится всего 5% общей массы мироздания, ещё 27% — это тёмная материя, оставшиеся же 68% относятся к ещё одной гипотетической субстанции — тёмной энергии, которая ответственна за наблюдаемое ускоренное расширение нашей Вселенной, но это тема для отдельного разговора. Из чего состоит тёмная материя? Вообще говоря, скрытое вещество не обязано состоять из чего-то, что науке неизвестно. Рассматривался, например, вариант, что тёмная материя состоит из практически незаметных для нас нейтрино — легчайших частиц, не имеющих заряда. Однако тогда общая масса нейтрино должна в пять раз превышать массу видимого вещества. Такому огромному количеству нейтрино просто неоткуда взяться. Поэтому реалистичные оценки говорят, что нейтрино в лучшем случае могут объяснить происхождение не более 1% тёмной материи. Другой известный класс объектов, который мог бы претендовать на роль тёмной материи, — это так называемые массивные компактные объекты гало (Massive Compact Halo Objects, MACHO). В их число входят в основном остатки эволюции звёзд: белые карлики, нейтронные звёзды, а также субзвёздные объекты: коричневые карлики и одиноко блуждающие в космосе планеты. Но эта гипотеза входит в противоречие с другими наблюдениями. Оценки показывают, что на долю MACHO может приходиться не более 20% массы тёмной материи. Остальные 80% должны иметь другую природу. Наконец, наиболее экзотическим объяснением, но также из числа уже известного науке, могло бы быть существование в космосе большого количества чёрных дыр небольшого размера. Такие дыры не могут образоваться в результате эволюции звезд, но могли остаться с тех времён, когда Вселенная была совсем молодой и очень плотной. Эти чёрные дыры можно искать через их гравитационное влияние на другие объекты. Например, они могли бы проявляться через эффект гравитационного микролинзирования: когда чёрная дыра проходит перед источником света, например далёкой звездой, она своей гравитацией немного изгибает световые лучи, идущие от этого источника. И возникает эффект линзы: видимая яркость источника увеличивается. Эффект гравитационного микролинзирования хорошо известен и неоднократно наблюдался. Например, именно этим методом открыты уже около 50 экзопланет. Однако его применение для поиска чёрных дыр небольшой массы в нашей галактике результатов пока не дало, а это значит, что если они и существуют, то их явно слишком мало, чтобы объяснить всю тёмную материю. Существуют и совсем экзотические гипотезы, пытающиеся объяснить наблюдаемый недостаток массы в галактиках. Это в первую очередь различные попытки модифицировать законы тяготения на больших расстояниях. Можно упомянуть и топологические дефекты пространства — времени, зависящую от времени гравитационную постоянную и многое другое. Все подобные теории, однако, или плохо согласуются с другими наблюдениями, или вводят слишком смелые гипотезы. Суперсимметрия и суперпартнёры: вимпы По этим причинам большинство учёных сейчас считают, что тёмная материя состоит из неких пока неизвестных частиц. Эти частицы, скорее всего, возникли в большом количестве на самой заре жизни Вселенной — меньше чем через полсекунды после Большого взрыва, — и с тех пор летают в пространстве, практически ничем себя не проявляя и образуя своеобразный реликтовый фон тёмной материи. Эти частицы условно называют тёмным сектором частиц, и существует множество предположений, каковы их свойства и, главное, как их искать. Все известные нам частицы объединены учёными в единую схему, которая называется Стандартной моделью. Это чрезвычайно успешная теория. Особенно ярким моментом, подтвердившим её мощь, стало открытие бозона Хиггса, которое было сделано всего несколько лет назад на Большом адронном коллайдере. До этого существование бозона Хиггса было предсказано именно в рамках Стандартной модели, важной частью которой он является. Однако и в Стандартной модели есть логические несостыковки. Чтобы избавиться от них, в конце 1970-х — начале 1980-х годов было предложено немного её расширить. Самым простым и наиболее хорошо изученным расширением является так называемая теория суперсимметрии, или сокращённо SUSY. Эта теория, например, позволяет более естественным образом ввести бозон Хиггса. И, более того, она предсказывает, что его масса должна быть как раз такой, какая была измерена на Большом адронном коллайдере. Главным следствием теории суперсимметрии является существование у каждой из известных нам частиц пары — так называемого суперпартнёра. Например, суперпартнёром фотона является фотино, а суперпартнёром электрона — сэлектрон. И вот тут дороги физики элементарных частиц и знаний о тёмной материи пересеклись. Согласно теории SUSY, самая лёгкая из суперчастиц должна слабо взаимодействовать с обычными частицами и при этом быть чрезвычайно стабильной, а это значит, что она является отличным кандидатом на роль частицы тёмной материи. Как обычно бывает, существует несколько версий теории суперсимметрии, но в большинстве из них самой лёгкой частицей является так называемое нейтралино. Это тяжёлая частица с массой как минимум в сто раз больше массы протона. При этом она никак не взаимодействует со светом. Нейтралино относится к более широкому классу частиц, называемых "вимпы" (от английского WIMP — Weakly Interacting Massive Particle — слабо взаимодействующая массивная частица). Это тяжёлые частицы, которые восприимчивы только к двум видам взаимодействия: гравитации и слабому ядерному. Их гравитационное воздействие мы видим по влиянию вимпов на вращение галактик, а слабое ядерное взаимодействие настолько слабо, что может быть замечено только в чрезвычайно тонких экспериментах. Особенно замечательным оказалось то, что из наблюдений можно оценить максимальную силу, с которой частицы тёмной материи могут взаимодействовать с барионным веществом. Другим примером вимпа является суперпартнёр нейтрино — снейтрино. В некоторых суперсимметричных теориях именно он является самой лёгкой частицей. Существуют и более сложные суперсимметричные теории, в которых появляется целая россыпь хороших кандидатов на роль частиц тёмной материи. Однако такие теории чересчур гипотетичны, и всерьёз их обсуждают нечасто. Как ищут вимпы? Вимпы сейчас — основной кандидат в частицы тёмной материи. И причины этого кроются не только в том, что они появляются естественным образом уже в простых расширениях Стандартной модели, но и главным образом в том, что учёные знают, как их можно обнаружить, если они существуют. Хотя вимпы и слабо взаимодействуют с обычным веществом и обнаружить их в земных условиях совсем не просто, уже много лет ведётся целый ряд экспериментов по их прямой регистрации. Эти эксперименты можно разделить на две большие группы: те, в которых пытаются поймать уже существующие вокруг нас частицы, и те, в которых вимпы пытаются создать при столкновении других частиц. Кроме того, есть эксперименты, в которых тёмную материю ищут по косвенным признакам: анализируя данные нейтринных телескопов, а также космические лучи высоких энергий. Ксеноновые детекторы Если вимпы представляют собой нейтралино, то их в принципе можно обнаружить по их слабому взаимодействию с ядрами известных нам элементов. Чтобы избавиться от лишних шумов, такие эксперименты обычно проводятся глубоко под землёй. Идеально подходят пещеры, вырытые в горах. Детектором служит большой объём сжиженного благородного газа. При этом большей чувствительностью обладают более тяжёлые атомы, поэтому наилучшим выбором является ксенон. Ксенон охлаждают до температуры сжижения — около –108 градусов по Цельсию. Особой сложностью при этом является то, что уже при –112 градусах по Цельсию ксенон из жидкого состояния переходит в твёрдое, поэтому требуется поддерживать его температуру с высокой точностью. Бак с жидким ксеноном обносится детекторами, после чего остаётся только ждать. По существующим теориям, вимп может с небольшой вероятностью прореагировать с одним из ядер ксенона, в результате чего должны одновременно произойти вспышка излучения и родиться электрон. Именно их и регистрируют детекторы. Самые чувствительные из них на данный момент — это LUX в США и XENON в Италии. Детектор LUX размещался в полутора километрах под землёй в Сэнфордском подземном исследовательском центре (Sanford Underground Research Facility, SURF), расположенном в штате Южная Дакота, США. Он был построен в 2012 году и начал свою работу в апреле 2013 года. Детектор представлял собой бак, заполненный 370 килограммами жидкого ксенона. Сверху и снизу от бака располагался 61 фотонный умножитель, предназначенный для регистрации ультрафиолетовых вспышек, возникающих при наблюдении вимпов. Кроме того, была предусмотрена система для регистрации рождающихся в тот же момент электронов. Одновременная регистрация фотона и электрона и являлась бы признаком детектирования вимпа. Однако трёхлетняя работа детектора не дала положительного результата: несмотря на рекордную чувствительность, уровень сигнала не превышал уровня ожидаемого шума, и в 2016 году эксперимент был остановлен с целью увеличения его чувствительности. Данные, полученные на LUX, позволяют утверждать, что вимпы реагируют с ксеноном не чаще, чем несколько раз в сто лет на один килограмм ксенона. На смену LUX должен прийти детектор LUX-ZEPLIN, или просто LZ. Он должен быть построен к 2020 году в том же Сэнфордском подземном центре и станет самым чувствительным детектором вимпов в истории. Поднять чувствительность как минимум в 50 раз по сравнению с LUX позволит в первую очередь увеличение объёма жидкого ксенона. В новой установке его будет уже 10 тонн. Увеличится и количество фотодетекторов — их будет установлено около 500. Главным конкурентом американской лаборатории является коллаборация XENON. Их детектор располагается в глубине Апеннинских гор в Италии. Здесь в тёмной и глубокой шахте в 1400 метрах от поверхности поиск вимпов ведётся уже около десяти лет. Детекторы XENON мало отличаются от детектора LUX. Помимо гор детектор защищают от окружающего шума слоями воды, свинца, полиэтилена и меди. Первый детектор, установленный здесь, XENON10, содержал 25 килограмм ксенона и проработал с 2006 по 2009 годы. На смену ему пришёл XENON100, работающий с 2010 года и содержащий уже 160 килограмм ксенона. В 2014 году началось строительство следующего детектора — 3,5-тонного XENON1T. Он был запущен в прошлом году и уже начал собирать данные, однако результаты этих наблюдений пока не известны. Если этого количества ксенона окажется всё ещё недостаточным, дизайн детектора позволит увеличить его объём до 7 тонн к 2020 году. Нексеноновые детекторы Сложность работы с ксеноном заключается в том, что его мало и поэтому он относительно дорогой. Поэтому первые детекторы строились по другим, более дешёвым технологиям. Так, несколько лет назад особо популярны были детекторы на основе криогенных кристаллов. Самым известным из них стал, пожалуй, эксперимент, носящий название CDMS (Cryogenic Dark Matter Search). В конце 2009 года даже сообщалось о регистрации двух событий, похожих на детектирование вимпов. Не менее впечатляющими стали результаты во многом аналогичного эксперимента CoGeNT (Coherent Germanium Neutrino Technology), сообщившего в 2010 году о регистрации за 56 дней работы нескольких сотен событий. В обоих случаях, однако, был очень велик уровень шумов, и полученные ими результаты были опровергнуты измерениями на детекторе LUX. Большой адронный коллайдер Альтернативным подходом к обнаружению вимпов является их создание при столкновении других частиц. Именно таким образом была получена большая часть известных сейчас частиц, и не будет удивительным, если и суперчастицы будут обнаружены на коллайдерах. Тем более что предполагаемая масса самой лёгкой суперчастицы — например, нейтралино в простейших теориях суперсимметрии — оказывается вполне в пределах досягаемости Большого адронного коллайдера. И такие исследования ведутся на нём, однако пока не дали положительных результатов. Правда, коллайдер ещё не набрал своей максимальной мощности, и поиск вимпов на нём продолжается. К 2018 году его чувствительность увеличится в пять раз, и тогда, возможно, суперчастицы будут обнаружены. Правда, даже если это произойдёт, проблема тёмной материи решена не будет. Обнаружение новой частицы, конечно, станет большим открытием, но, для того чтобы доказать, что именно из этих частиц и состоит невидимая часть массы галактик, надо быть уверенным, что такая частица является стабильной на космологических временах — то есть в течение миллиардов лет. Большой адронный коллайдер таких доказательств дать не сможет. Его данные, однако, помогут измерениям, проводимым на ксеноновых детекторах, которые будут знать, где искать вимпы. Непрямые методы Теоретически есть ещё один метод обнаружения вимпов — по косвенным признакам. Например, есть гипотеза, что нейтралино могут взаимодействовать с протонами, находящимися на Солнце. При этом они замедляются и в конце концов оказываются захваченными гравитационным полем нашей звезды. Накапливаясь в её центре, нейтралино должны начать аннигилировать друг с другом, рождая нейтрино с очень высокой энергией. Такие нейтрино могут ловить нейтринные телескопы, располагающиеся на Земле. Подобные измерения уже проводились, например, детектором IceCube, расположенным в Антарктиде, но результатов пока не дали. Косвенные свидетельства существования вимпов можно обнаружить и в высокоэнергичных электронах и позитронах, прилетающих на Землю в космических лучах. Так, например, в 2013 году магнитный альфа-спектрометр, установленный на Международной космической станции, обнаружил, что доля позитронов по отношению к количеству электронов при достаточно больших энергиях не уменьшается, как можно было бы ожидать из стандартных представлений об их космических источниках, а, наоборот, растёт. Возможным источником избыточных позитронов могут быть частицы тёмной материи, аннигилирующие друг с другом где-то в глубоком космосе. Но эта гипотеза не единственная. Прояснить ситуацию могут только дальнейшие исследования, ведущиеся в настоящее время. Что если не найдут? Долго ли будет вестись эта борьба за поиск вимпов? Точно неизвестно. Неизвестно даже, действительно ли они существуют, и тем более никто не может гарантировать, что они достаточно сильно взаимодействуют с ядрами привычных нам веществ. Чувствительность ксеноновых детекторов непрерывно увеличивается, и рано или поздно они достигнут такого уровня, что начнут "видеть" поток нейтрино, идущих из космоса. Тогда они заполнятся шумом, на фоне которого поймать вимпы будет невозможно. Но пока мы далеки от этого предела, и учёные настроены решительно. Многие из них сходятся во мнении, что окончательный ответ на вопрос, существуют ли частицы тёмной материи, как их предсказывают простые теории суперсимметрии, мы получим уже в ближайшие 5–10 лет. Правда, если даже мы их обнаружим одним из методов, однозначно утверждать, что именно вимпы составляют большую часть тёмной материи, можно будет только после того, как этот вывод будет подтверждён и другими методами тоже. Если же вимпы так и не обнаружат, то хотя это и может разочаровать кого-то, наука на этом, конечно же, не остановится. Учёные просто переключатся на другие гипотезы и исследуют более внимательно уже их. Так, перебирая предположения одно за другим, мы рано или поздно разгадаем эту загадку, поставленную перед нами природой.
|