Теоретическая конструкция в физике, называемая Стандартной моделью, описывает взаимодействия всех известных науке элементарных частиц. Но это всего 5% существующего во Вселенной вещества, остальные же 95% имеют совершенно неизвестную природу. Что представляет из себя эта гипотетическая темная материя и как ученые пытаются ее обнаружить? Об этом в рамках спецпроекта «Физтех. Читалка» рассказывает Айк Акопян, студент МФТИ и сотрудник кафедры физики и астрофизики.

Айк Акопян

Айк Акопян

Стандартная модель элементарных частиц, окончательно подтвержденная после обнаружения бозона Хиггса, описывает фундаментальные взаимодействия (электрослабое и сильное) известных нам обычных частиц: лептонов, кварков и переносчиков взаимодействия (бозонов и глюонов). Однако оказывается, что вся эта огромная сложная теория описывает лишь около 5–6% всей материи, тогда как остальная часть в эту модель никак не вписывается. Наблюдения самых ранних моментов жизни нашей Вселенной показывают нам, что примерно 95% материи, которая окружает нас, имеет совершенно неизвестную природу. Иными словами, мы косвенно видим присутствие этой скрытой материи из-за ее гравитационного влияния, однако напрямую поймать ее пока не удавалось. Это явление скрытой массы получило кодовое название «темная материя».

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...

Установки экспериментов LUX (слева) и ADMX (справа)

В результате такого молчания детекторов возникает совершенно естественный вопрос: почему мы ищем именно эти частицы, почему не что-то 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&nbs...

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 ...

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 каких-нибудь 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

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, отсортир...

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...

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 фотон-фотонную 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 фотон-фотонную 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.

Не пропустите следующую лекцию