Текст книги "Невидимая Вселенная. Темные секреты космоса"
Автор книги: Йостейн Кристиансен
сообщить о нарушении
Текущая страница: 9 (всего у книги 15 страниц)
Но о том, произошли позитроны от вимпов или нет, свидетельствует не только скорость. Не менее важно и то, откуда они пришли. Ведь для аннигиляции вимпам нужно сначала встретиться. Столкновение наиболее вероятно там, где скопления вимпов наиболее плотные. Темная материя распределена по всему пространству и всем галактикам. Как вы помните, считается, что Млечный Путь плавает в равномерном супе из темной материи. Тем не менее считается, что в центре Галактики этот суп плотнее всего. А поэтому наибольшее количество столкновений вимпов стоит ожидать там же. У нас также есть некоторые представления о том, как будет уменьшаться количество столкновений частиц темной материи по мере удаления от центра.
Разве магнитный альфа-спектрометр не способен просто определить, откуда приходят позитроны, и проверить, является ли это типичным местом скопления темной материи?
Боюсь, что нет. У позитронов есть электрический заряд, а частицы с электрическим зарядом испытывают отклонение, проходя через области магнитных полей. Магнитных полей в нашей Галактике полно. Так что позитрон, идущий из центра Галактики, вполне может попасть в спектрометр с совершенно другого направления.
Как тогда определить, где произошла аннигиляция вимпов? Никто не говорил, что два вимпа обязательно станут электроном и позитроном. Они могут стать и другими частицами, причем такими, которые не имеют электрического заряда, а следовательно, не слишком сильно меняют направление при пересечении магнитного поля Млечного Пути.
Хороший пример – гамма-излучение, то есть фотоны высокой энергии. Если мы сможем наблюдать гамма-излучение от двух аннигилировавших вимпов, то направление, из которого оно исходит, расскажет нам о том, где это излучение родилось.
На сегодняшний день существует два способа поиска гамма-излучения от аннигилировавших вимпов – в космосе и косвенно на поверхности Земли. Как и электроны с позитронами, гамма-излучение не в силах преодолеть атмосферу. Следовательно, для прямого наблюдения за гамма-излучением придется отправиться в космос. Телескопам на Земле недоступно изучение непосредственно гамма-излучения: они видят лишь следы, которые образуются в атмосфере от попадания гамма-лучей.
Дальше я сосредоточусь на прямых измерениях гамма-излучения в космосе. Выдающийся представитель «космических гамма-телескопов» расположен, например, на спутнике «Ферми». Спутник, являющийся совместным проектом нескольких стран, назван в честь того самого Энрико Ферми, которого я недавно цитировал. Помните, он еще не мог запомнить названия всех частиц, потому что не был ботаником. Телескоп «Ферми» предназначен специально для наблюдения за гамма-излучением, а начал свою работу он в 2008 году.
Как уже упоминалось, преимущество поиска гамма-излучения перед позитронами состоит в том, что гамма-излучение движется по прямым линиям. Соответственно, телескоп «Ферми» может обнаружить, откуда исходит гамма-излучение. Возникает очевидный вопрос: наблюдается ли особая интенсивность гамма-излучения там, где мы рассчитываем найти темную материю? И – барабанная дробь – ну… как сказать…
Да, «Ферми» обнаружил много гамма-излучения в центре Млечного Пути, а причиной этому может быть аннигиляция вимпов. Проблема лишь в том, что во Вселенной просто куча других источников этого излучения, и в центре нашей Галактики они тоже есть. Вспомним о нейтронных звездах – эти компактные хулиганы плюются не только позитронами, но и гамма-излучением.
Другая проблема заключается в том, что аннигиляция вимпов может создавать гамма-излучение самыми разными способами. Умей природа самостоятельно разоблачать вимпы темной материи, все аннигилировавшие вимпы становились бы двумя гамма-фотонами, то есть двумя вспышками электромагнитного излучения, расходящегося в разных направлениях. А количество энергии каждого фотона определялось бы формулой Е=mc2. Масса вимпов определяла бы, сколько энергии будет в гамма-излучении. Всё гамма-излучение, исходящее от вимпов, имело бы точно такое же количество энергии, и эта энергия выдавала бы нам массу вимпов. Так просто! К сожалению, чересчур просто.
Реальность же такова, что большинство гамма-лучей, исходящих от вимпов, формируется не сразу. Чаще всего ситуация выглядит так: два вимпа аннигилируют в другие частицы, например, в тау и антитау. Эти частицы нестабильны и, прожив совсем недолго, трансформируются во что-то еще. Во время этих трансформаций появляется гамма-излучение. В результате аннигилировавшие вим– пы будут испускать гамма-излучение всевозможной энергии. Но ни один из испускаемых гамма-фотонов не может иметь энергию большую, чем позволяет масса вимпа. Поэтому мы ожидаем, что у гамма-излучения от вимпов будет определенный предел, за которым оно прекратится. Это и есть те следы, которые мы ищем.
В совокупности проблемы с гамма-излучением настолько велики, что пока ни к какому выводу прийти не удалось. Ученые наблюдали излучение, причиной которого могли быть как аннигилировавшие вимпы, так и другие источники.
Чтобы разобраться с этой путаницей были предприняты попытки изучить гамма-излучение, исходящее из объектов другого интересного типа: карликовых галактик. Карликовые галактики – это просто маленькие галактики. Если Млечный Путь содержит несколько сотен миллиардов звезд, то в карликовых галактиках их до нескольких миллиардов. Нам известно более 20 таких карликовых галактик, обращающихся вокруг Млечного Пути. Особенно привлекают охотников за вимпами два качества таких галактик. Во-первых, они достаточно спокойные. По сравнению с центром Млечного Пути, типичная карликовая галактика содержит меньше известных источников гамма-лучей, которые могут сбить с толку. Во-вторых, карликовые галактики содержат большое количество темной материи, это можно вычислить, изучая движение в них звезд. Судя по описанию, лучше места для наблюдения за аннигилирующими вимпами не придумаешь: много темной материи и мало другого гамма-излучения. И ученые наблюдали и наблюдали. Недавно (книга написана весной 2015-го) сообщили о первых открытиях интересных гамма-лучей от карликовых галактик, но пока что наблюдения недостаточно точны, чтобы понять, задействована ли там темная материя.
А мы видели вимпы?
Мы наблюдали за вимпами разными способами: сначала смотрели, как они сталкиваются в детекторе на Земле, а затем – как они аннигилируют и излучают частицы. Я намекнул, что существуют захватывающие результаты измерений, но в подробности не вдавался. Я так скуп на подробности лишь потому, что в наше время охота на вимпы – это крайне хаотичное поле исследований. Бывает, что наблюдение, о котором физики, собравшись за обедом, сегодня горячо спорят, завтра при анализе данных оказывается глупой ошибкой. А то, что сегодня кажется незначительной деталью, через несколько лет вполне может вывести на след темной материи.
Но тем не менее приятно осознавать, что единственным методом при поиске вимпов не ограничиваются. Если подземный эксперимент заявит об обнаружении вимпов с определенными характеристиками, то эти результаты должны совпадать с наблюдениями за позитронами и гамма-излучением, а еще они не должны противоречить тому, что мы знаем о темной материи в нашей Галактике и в картине реликтового излучения. Всем частям большой и сложной головоломки следует оказаться на своих местах.
До сих пор мы говорили о поиске вимпов, не упоминая основоположника всех экспериментов с частицами – большого адронного коллайдера (БАК) в ЦЕРНе. Бозон Хиггса открыли еще в 2013 году, а Нобелевскую премию давно поделили, но ускоритель частиц БАК по-прежнему заставляет частицы врезаться друг в друга – со все возрастающими скоростями. И на этот раз первое место в листе ожидания занимает частица темной материи.
Но прежде, чем мы увидим, как ищут темную материю в ЦЕРНе, давайте еще раз вернемся к рождению Вселенной. Все рассмотренные нами эксперименты основываются на том, что темная материя состоит из вимпов. Что же делает эти вим– пы столь привлекательными? Что это за «чудо-вимп»? Самое время еще раз вернуться к Большому взрыву.
Фабрика вимпов в начале Вселенной
Вблизи Женевы, глубоко под землей, находится исследовательский центр ЦЕРН. На территории организации располагается самый масштабный и дорогой эксперимент над заряженными частицами – ускоритель заряженных частиц БАК (Большой адронный коллайдер). Ускоритель состоит, в частности, из 27-километрового кольца-туннеля, в котором частицы разгоняются до немыслимых скоростей. БАК часто называют машиной Большого взрыва, и на то есть основания. Когда ускоритель сталкивает частицы друг с другом со скоростью, практически равной скорости света, воссоздаются условия первой миллиардной доли секунды после Большого взрыва.
Сразу после Большого взрыва никаких сооруженных людьми ускорителей частиц, естественно, не было, но тем не менее Вселенная была наполнена все теми же мощными столкновениями, которые сейчас воссоздаются в ЦЕРНе. Почему все это происходило? Да потому что было адски жарко. Ведь как вы, возможно, помните, по мере перематывания времени назад, к Большому взрыву, Вселенная будет становиться все плотнее и раскаленнее. Когда некая субстанция, например газ, обладает высокой температурой, это просто-напросто означает, что частицы в нем быстро двигаются. Спустя миллиардную долю секунды после Большого взрыва частицы во Вселенной перемещались с огромными скоростями. В то же время Вселенная была гораздо более сжата, чем сегодня, и частицы, обитавшие в ней, непрерывно сталкивались. Из-за высоких скоростей эти столкновения были настолько же мощные, что и воссоздаваемые ЦЕРНом. А если посмотреть, что происходило в момент Большого взрыва, то станет очевидно, что температура была еще выше, а столкновения – более ожесточенными. Когда Вселенная была еще совсем молодой, в ней происходили столкновения того же типа, что и в адронном коллайдере, только происходили они буквально повсюду.
(В LHC-ускорителе ЦЕРНа сталкиваются протоны. В ранней Вселенной сталкивались всевозможные частицы. Механизмы те же, но, строго говоря, ускоритель LHC воспроизводит лишь небольшую часть того, что произошло во Вселенной сразу после Большого взрыва.)
Чем ближе мы подходим к Большому взрыву, тем больше появляется мощных столкновений на любой вкус и цвет. И чем яростнее частицы сталкиваются, тем больше энергии они выделяют. А формула Е=mc2 говорит о следующем: чем больше энергии высвобождается, тем более тяжелые частицы можно создать. Ведь точно так же, как частица и античастица способны превратиться в энергию, энергия способна превратиться в частицу и античастицу. Если вимпы темной материи все же существуют, то в период, достаточно близкий к Большому взрыву, повсеместные столкновения, судя по всему, порождали их в неимоверных количествах. Получается, вимпы и множество других видов частиц должны были постоянно возникать и снова исчезать в водовороте первичного бульона Вселенной.
При настолько частых столкновениях этот первичный бульон находился в состоянии, которое называют термодинамическим равновесием. Это означает, что между различными частицами устанавливается определенное количественное соотношение. Однако Вселенная начинает остывать и расширяться. Столкновения становятся все более редкими и менее ожесточенными. А чтобы столкнуть вимпы, которые признают исключительно слабое взаимодействие, нужно еще постараться. И вскоре Вселенная настолько выгорает и охлаждается, что в столкновениях больше не рождаются вимпы. Сами же частицы темной материи сталкиваются и аннигилируются теперь крайне редко. Оставшиеся вимпы начинают свободно перемещаться по космосу, не сталкиваясь вообще ни с чем. Многие считают, что именно из этих вимпов и состоит окружающая нас сегодня темная материя – из тех самых вимпов, которые появились, когда возраст Вселенной составлял примерно миллиардную долю секунды, и которые не успели вовремя аннигилировать.
А вот и «чудо вимпа»: если вимпы существуют, то к их появлению привели именно экстремально высокие температуры сразу после Большого взрыва. За это отвечают правило Е=mc2 и слабое взаимодействие. А если вимпы – стабильные частицы, то они должны были дожить и до наших дней. Мы примерно знаем, сколько материи есть сейчас во Вселенной. Темная материя должна весить примерно в пять раз больше, чем вся обычная. Сколько темной материи осталось от Большого взрыва, зависит от двух факторов: сколько частиц темной материи существует на сегодняшний день и сколько весит каждая из них. У нас есть теоретические основания полагать, что масса вимпа темной материи более чем в 100 раз превышает массу протона. Общее количество вимпов определяется тем, насколько они были подвержены столкновениям и аннигиляции в период сразу после Большого взрыва. Зная примерную массу вимпа, можно приблизительно оценить, насколько легко они будут сталкиваться. Так мы рассчитаем, сколько из них сейчас обитает в космосе. Количество полученных нами вимпов с такой массой почти идеально соответствует тому, сколько темной материи должно быть в нашей Вселенной.
То была длинная и, возможно, чересчур заумная череда аргументов и умозаключений. Суть в том, что благодаря знаниям физики элементарных частиц можно подсчитать, сколько должно быть вимпов во Вселенной сегодня, если они, конечно, существуют. Это число прекрасно согласуется с количеством темной материи, которое мы рассчитываем найти в ходе наблюдений за космосом. Это и есть «чудо вимпа»: они идеальные кандидаты на роль частицы темной материи по мнению как физиков, так и астрономов.
Но тут возникает проблема. Предположим, вимпы действительно ведут себя именно так: масса у них чуть более чем в 100 раз превышает массу протона, а сталкиваются они именно так часто, как мы думаем. Ну тогда эксперименты по поиску вимпов должны были уже давно справиться со своей задачей. Но этого почему-то не произошло. По крайней мере никаких однозначных открытий сделано не было. Вот так «чудо вимпа» и превратилось в проклятие. Если эти частицы существуют, почему же наши эксперименты их не улавливают? Многие считают, будто вимпы скрываются за пределами досягаемости сегодняшних экспериментов и вот-вот будут обнаружены.
Когда я говорю, например: «У нас есть теоретические основания полагать», это не означает, что подобным утверждениям следует безоговорочно верить. Пока мы точно не знаем, что в и мп за частица, так что сложно сказать что-то конкретное о ее поведении, массе и так далее. Тем не менее давайте взглянем на некоторые аспекты физики, скрывающиеся, по нашему мнению, за пределами Стандартной модели. Одна из наиболее обсуждаемых гипотез – существование того, что называют суперсимметрией. Многие физики убеждены, что существует суперсимметрия и в скором времени мы откроем целую кучу так называемых суперпартнеров. Что же такое суперсимметрия? Каким образом она поможет нам разобраться с вимпами? И как тогда обнаружить такой вимп? Давайте-ка посмотрим, что предлагает нам суперсимметрия.
Симфония сверхсимметрий
В Стандартной модели мы оперируем четырьмя различными фундаментальными взаимодействиями: гравитационным, электромагнитным, сильным и слабым. Но действительно ли четыре взаимодействия – полностью независимые явления? Или же это просто разные проявления некой первичной силы, из которой все и берет начало? Объясню на примере: вот представьте, что идете по улице и внезапно ощущаете, как вам заехали кулаком в спину и ногой в ногу. Вы ощутили два разных удара, но вполне естественно предположить, что в обоих инцидентах виновен один первобытный кретин.
История современной физики – это череда объединения все большего количества явлений, прежде считавшихся независимыми. Классический тому пример – работы Джеймса Клерка Максвелла, которого я упоминал ранее. В середине XIX века ему удалось объединить электричество и магнетизм в единую систему. Он доказал, что электричество и магнетизм – это две стороны одной медали, связал два природных явления. Кроме того, ученый обнаружил математическую симметрию между электричеством и магнетизмом. Например, когда магнитное поле исчезает, оно переходит в электрическое. И наоборот, электрическое переходит в магнитное.
Спустя более сотни лет, в 1979 году, Нобелевская премия по физике была присуждена трем физикам, сумевшим объединить два других взаимодействия. Шелдон Глэшоу, Абдус Салам и Стивен Вайнберг удостоились премии «за вклад в объединенную теорию слабых и электромагнитных взаимодействий между элементарными частицами». Теперь электрические и магнитные силы были связаны не только друт с другом, но и со слабым взаимодействием. Таким образом, электромагнитное и слабое взаимодействия – это всего лишь два разных проявления одной и той же силы. Мы называем ее электрослабым взаимодействием. При достаточно высоких температурах, какие существовали сразу же после Большого взрыва или же в сегодняшних ускорителях частиц, электромагнитное и слабое взаимодействия фактически сливаются в единую силу. Это и есть электрослабое взаимодействие.
Не странно ли, что современные физики спят и видят объединение слабого и сильного взаимодействий? Объединенная теория, о которой все так мечтают, известна под названием Теории Великого Объединения, или – в узких кругах – просто ТВО. А еще неплохо бы объединить с остальными и гравитационное взаимодействие. Голубая мечта подавляющего большинства физиков-теоретиков – создать теорию, где все фундаментальные взаимодействия естественным образом вытекают из одной основополагающей теории. Такое гипотетическое объединение часто называют теорией всего, или единой теорией.
Самая известная на сегодняшний день попытка сформулировать теорию всего – это теория струн или ее вариант – теория суперструн. Согласно теории струн, природа в самой своей основе – это крошечные струны, существующие как минимум в десяти измерениях. Различные типы вибраций этих струн порождают все частицы и всё что мы можем наблюдать вокруг нас во Вселенной. Вот только откуда взялись десять измерений? Нам ведь и трех вполне хватает. Это да, но нельзя же исключать возможность существования большего количества измерений. Возможно, в них способны перемещаться лишь некоторые типы частиц либо эти дополнительные измерения настолько малы, что мы их просто не замечаем. Тем не менее теория струн носит спекулятивный характер и занимающиеся ей ученые пока далеки от разумных гипотез, поддающихся экспериментальной проверке. Для естественных наук характерна проверяемость предположений, поэтому некоторые ученые склонны считать, что теория струн ближе к математике или философии, чем к естественной науке.
Тем не менее во многих не угасает надежда, что объединить все фундаментальные взаимодействия возможно и что природа взаимодействий по сути до ужаса проста и основана на нескольких незамысловатых принципах. По крайней мере, эта идея уже доказывала свою состоятельность. Существует немало различных попыток найти более фундаментальные теории, но большинство из них объединяет одна отличительная черта. Ее мы и называем суперсимметрией. Вне зависимости от того, являетесь ли вы приверженцем теории струн или фанатом ТВО, помните: в научном сообществе считается, что суперсимметрия все же существует. А если она существует, то мы совсем скоро обнаружим ее экспериментально. А еще суперсимметрия может предоставить нам частицу вимп, тем самым разрешив проблему темной материи.
Получается, что основополагающая теория и эксперименты с самыми крошечными – такими, что меньше и не бывает, – элементарными частицами способны ответить на вопрос о том, что контролирует движение таких огромных галактик и их скоплений. По-моему, идея потрясающая!
Но что же такое суперсимметрия? Смотрите, все частицы в Стандартной модели делятся на два класса: фермионы (названные в честь Энрико Ферми, которого я постоянно вспоминаю) и бозоны (названные в честь индийского физика Шатьендранат Бозе). Все лептоны относятся к фермионам, в то время как переносчики взаимодействия и частица Хиггса – бозоны. Разница между фермионами и бозонами заключается в том, что мы называем квантовым спином, и именно он придает им некоторые характерные свойства. Не станем закапываться в подробности того, что такое спин и чем бозоны отличаются от фермионов. Сейчас нам куда важнее узнать, поможет ли суперсимметрия обнаружить вимпы. А она может предоставить нам целую кучу новых частиц. Ведь согласно суперсимметрии, для каждого фермиона должен существовать соответствующий суперсимметричный бозон. А для каждого бозона – суперсимметричный фермион. Такие частицы принято называть суперпартнерами. Скалярный суперпартнер электрона называется сэлектроном, партнер нейтрино – нейтра– лино, то есть к фермионам будет добавляться приставка «с−», а к бозонам – суффикс «−ино». Помимо этих суперпартнеров, как мы предполагаем, существуют еще и некоторые совершенно новые частицы, не имеющие прямого партнера в Стандартной модели.
Более того, мы рассчитываем, что все взаимодействия объединяет одна основная теория. А большинство подобных гипотез подразумевает существование суперсимметрии. И если все так и есть, то у нас сразу появится куча новых частиц.
На этом доводы в пользу существования суперсимметрии не заканчиваются: например, без суперсимметрии было бы трудно объяснить, почему масса бозона Хиггса именно такая, а не в разы больше. Объяснение того, как конкретно связана масса этой частицы с нашей гипотезой, займет уж слишком много времени. Однако эти частицы нам просто необходимы: на гипотезе о суперсимметрии покоятся базовые правила современной теории физики элементарных частиц!
Таким образом, появляется новая группа суперсимметричных частиц, без которых нашей теоретической модели никак не обойтись. Тем не менее в повседневной жизни таких суперсимметричных частиц мы точно не наблюдаем. Нет никакого параллельного суперсимметричного мира с людино, телефо– нино или лампино. Получается, не все идеально симметрично. Ни про наш, ни про тот зеркальный мир не скажешь, что все объекты симметричны. Но мы все же рассчитываем, что суперпартнеров можно создать в ускорителях частиц. Нам нужно всего-навсего заставить частицы врезаться друг в друга на огромных скоростях, чтобы получить достаточно тс для создания этих симметричных партнеров.
Суперсимметричных моделей множество – как говорится, всех форм и расцветок. Большинство простейших и наиболее изученных моделей объединяет достаточно низкая масса частиц, но для ускорителя БАК в ЦЕРНе это сложности не представляет. Тот факт, что на момент написания книги ученые еще не обнаружили следов суперсимметрии, уже доставляет немало хлопот тем, кто занимается физикой элементарных частиц. Может, уже совсем скоро исследователи докажут суперсимметрию или же окажется, что теория, стоящая за суперсимметрией, немного сложнее, чем мы думали? А может, вся концепция изначально была ошибочной? В какое удивительное время мы живем!
Так как же насчет вимпов? Считается, что большинство суперсимметричных частиц нестабильны, соответственно, живут они совсем недолго и вскоре распадаются и превращаются в другие частицы. Вот только легчайшая суперсимметричная частица, судя по всему, стабильна. И мы надеемся, что именно она займет место вимпа темной материи. Возможно, наиболее удивительный тип частиц в суперсимметричных теориях – это ней– тралино. Не исключено, что видов нейтралино множество, но легчайшие должны быть стабильны. Нейтралино – идеальный кандидат на роль вимпа: оно является своей собственной античастицей, следовательно, может аннигилироваться и оставлять улики, которые потом заметит, например, космический гамма-телескоп «Ферми» или магнитный альфа-спектрометр на МКС. Или же их обнаружат в подземных экспериментах с коллайдерами? Или вообще откроют после того, как в ЦЕРНе докажут существование суперсимметрии?
Вимпы – это кусочек большой запутанной головоломки. Весьма обнадеживает, что наши поиски не ограничиваются одним направлением. Если один эксперимент что-то обнаружит, то результат должен быть сопоставим с тем, что фиксируют остальные. И если найденные ими вимпы действительно образуют темную материю, то это открытие не должно противоречить нашим наблюдениям за Вселенной. И, прежде всего, темная материя также должна логично вписываться в теории, связанные с элементарными частицами. Вероятно, тут важную роль сыграет суперсимметрия.
Другие кандидаты
До этого момента мы говорили только о вимпах. Но, как я уже намекнул, перечислив забавные названия, существует ряд других предположений о том, чем может быть темная материя. Я не намерен читать вам целую лекцию обо всех кандидатах на роль частицы темной материи, да и книга эта стала бы просто неподъемной, но парочку альтернатив вимпам я бы все же рассмотрел.
Интересный вариант – это так называемые стерильные нейтрино. Вы, возможно, помните три нейтрино из Стандартной модели. У них еще была очень низкая масса, а подчинялись эти частицы, помимо гравитационного взаимодействия, только слабому. Забавная особенность нейтрино заключается в том, что они ведут себя как трансвеститы Стандартной модели (я же говорил, что они крутые). Вы можете выпустить на волю, например, электронное нейтрино, но, если чуть позже поймать это же нейтрино, может оказаться, что оно превратилось в мюонное нейтрино или в тау-нейтрино. Эта способность нейтрино перевоплощаться не позволяет нам исключить возможность существования новых частиц: что, если три разных нейтрино из Стандартной модели могут так же преобразоваться в один или несколько других типов нейтрино, которые мы еще не обнаружили? И раз они пока не открыты, то, похоже, они не участвуют даже в слабом взаимодействии. Эти нейтрино будут ощущать лишь гравитационные силы. Такие частицы и называются стерильными нейтрино: они ощущают только гравитационное взаимодействие, но в то же время связаны со всем знакомой Стандартной моделью, в которой нейтрино превращаются из стерильных в обычные и наоборот. Темная материя не может состоять из обычных нейтрино, потому что они слишком легкие. А стерильным нейтрино ничто не мешает весить в разы больше, так что темная материя, вполне возможно, полностью или частично состоит из них.
Среди наиболее популярных кандидатов – частица под названием аксион. Точно так же, как и суперсимметричные частицы, аксионы – это гипотетические частицы, придуманные для того, чтобы Стандартная модель выглядела более красиво и логично. Основная задача аксионов – объяснить симметрию в сильном взаимодействии, но в подробности я вдаваться не буду. Если такие частицы существуют, то являются прекрасными претендентами на роль темной материи. Но самое занятное в этой гипотезе следующее: ожидается, что аксионы будут неприлично легкими, даже легче нейтрино. Вот только образуются они совсем по-другому, поэтому все равно могут оказаться темной материей. Поэтому предполагается, что они, даже несмотря на низкую массу, способны двигаться с относительно малой скоростью. Аксионы появляются и в теориях суперсимметрии, что делает их еще более привлекательными кандидатами на роль темной материи. Единственная проблема – пока эти частицы, понятное дело, никто не видел.
Есть еще сильно взаимодействующие частицы (SIMP). Это своего рода ответ сильного взаимодействия вимпам (слабовза– имодействующим массивным частицам). Пока симпы не настолько хорошо вписываются в наблюдения и теорию физики элементарных частиц, как вимпы. Но в любом случае сбрасывать их со счетов не стоит, а если открытие вимпом темной материи заставит себя ждать, то у симпов есть все шансы стать более популярными.
Помимо вимпов и симпов, предполагается существование различных классов частиц темной материи, способных взаимодействовать только друг с другом, игнорируя другие частицы Стандартной модели. Такие модели часто называют самовзаи– модействующей темной материей.
Охота на темную материю – отличный пример того, как взаимодействуют в наше время изучающая самые огромные из существующих объекты астрономия и физика элементарных частиц, объектом исследований которой является микромир. В одиночку физики, изучающие элементарные частицы, не смогут ответить на вопрос, что же все-таки представляет собой темная материя. Без помощи астрономов им не обойтись. Если астрономы смогут доказать, что Вселенная наполнена, скажем, вимпами, симпами или самовзаимодействующей темной материей, то у физиков, ищущих более всеобъемлющие теории, чем Стандартная модель, появится новая информация, и она существенно облегчит им задачу. Мы живем во времена, когда микроскопическая физика элементарных частиц столкнулась с наукой о Большом взрыве и наблюдениями за самыми огромными структурами, которые только существуют во Вселенной. Вот и сошлись два противоположных конца физической измерительной рулетки.
«МАЧО» бросают вызов маленьким частицам
Как вимпы с симпами, так и стерильные нейтрино с аксионами являются представителями еще неоткрытых элементарных частиц, обитающих в микрокосмосе. Но существуют также и претенденты с более осязаемыми размерами. Уже на протяжении многих десятилетий научное сообщество обсуждает неких «мачо» (англ. MACHO). Может показаться, будто у вимпов появился массивный старший брат. И не зря, ведь «мачо» действительно крупнее. Аббревиатура расшифровывается как Massive Astrophysical Compact Halo Object, то есть массивный астрофизический компактный объект гало. Не самая образная расшифровка, но ради красивого названия можно и потерпеть. MACHO – это общий термин для больших объектов, состоящих из обычного вещества, которое ведет себя как темная материя. К таким объектам относятся, к примеру, коричневые карлики – «звезды-неудачники», чья масса слишком мала, чтобы они начали поддерживать стабильную ядерную реакцию и засветились. А еще это может быть нейтронная звезда или вообще черная дыра – эти настолько массивны, что даже свету не удается вырваться из их гравитации. Гало – это название сферической области, окружающей спиральные галактики, такие как Млечный Путь. Суть концепции MACHO заключается в том, что существует большое количество объектов, которые трудно заметить в гало галактик. Это вполне могло бы объяснить такие явления, как кривые вращения Рубин и быстрые галактики Цвикки.
MACHO представляют собой попытку решить проблему темной материи, не привлекая никаких новых экзотических частиц. И сама по себе эта идея неплоха. Зачем городить новый гипотетический огород, когда темную материю можно трактовать как обычную, просто невидимую? Проблема в том, что идея «МАЧО» не объясняет всех наблюдений, ради которых нам и понадобилась темная материя. Больше всего в глаза бросается реликтовое излучение, образовавшееся задолго до того, как звезды и им подобные объекты появились во Вселенной. В тот период субстанция, называемая сегодня «МАЧО» вела бы себя точно так же, как другая обычная материя. Очевидно, что для объяснения реликтового излучения этого недостаточно. А еще нам нужна несталкивающаяся частица, но и тут «МАЧО» в пролете. Есть и другая проблема: постоянно совершенствующиеся наблюдения за гало Млечного Пути указывают на то, что количество «МАЧО» не хватает для объяснения быстрого вращения Галактики. Когда-то идея о том, что большую часть темной материи составляют именно «МАЧО», пользовалась популярностью, особенно в 1990-х годах. Но в настоящее время от нее практически отказались.
