Книга: Как работает Вселенная: Введение в современную космологию

4.3. Из чего состоит темная материя?

4.3. Из чего состоит темная материя?

Теперь можно перейти к естественно возникающему вопросу о том, что из себя представляет небарионная темная материя. Существует экстравагантная гипотеза о том, что в качестве темной материи может выступать большое количество черных дыр небольших масс, которые проявляют себя только гравитационно. Эта гипотеза не получила сколь-либо широкого распространения, и мы упоминаем о ней только потому, что это – практически единственный вариант, когда темная материя состоит из макроскопических объектов. Во всех остальных случаях считается, что она должна состоять из каких-то массивных частиц. Поскольку она не может состоять из барионов, а все остальные более массивные известные элементарные частицы нестабильны, речь может идти только о неоткрытых до сих пор частицах.

Единственное, что нам известно об этих частицах, – это их название. Дело в том, что в науке принято давать названия гипотетическим объектам просто для удобства. Частицы, из которых состоит небарионная темная материя, получили название WIMP – weakly interacting massive particles, т. е. слабо взаимодействующие массивные частицы. В русском языке нет официального термина для этих частиц, но в разговорной речи космологи используют слово «вимп», являющееся калькой с английской аббревиатуры WIMP. В этой книге мы за неимением лучшего будем также использовать этот термин. Забавно, что эта аббревиатура по написанию и произношению совпадает с английским словом «wimp», имеющим значения «слабак», «тряпка» и т. п. в значении «нерешительный, бесхарактерный, не проявляющий себя человек». Хотя нет никаких указаний на этимологическую связь между этими словами, вимпы как частицы несомненно соответствуют слову «wimp» в том смысле, что не проявляют себя. Естественно, после появления этого термина появились и производные от него. Например, в одной из научных статей, где рассматривалась гипотеза о том, что вимпы более массивны, чем это предполагается, эти частицы были названы «вимпзилла» (от вимпов и Годзиллы).

Хотя термин «вимп» уже устоялся, можно придраться к двум вещам. Во-первых, к словам «слабо взаимодействующие». Дело в том, что если речь идет о слабом взаимодействии в том смысле, как это понимается в физике элементарных частиц, то нет уверенности, что темная материя способна к такому типу взаимодействия. Как мы уже писали выше, рассматривается также возможность того, что темная материя является зеркальной, т. е. способной только к гравитационному взаимодействию. Во-вторых, термин может неявно предполагать, что существуют вимпы только одного сорта. Вообще говоря, это ни откуда не следует, и надо понимать, что термин «вимп» может применяться к совершенно разным частицам. При этом ряд авторов используют термин «вимп» в узком смысле, понимая под ним частицы, имеющие вполне определенный диапазон масс в районе 100 ГэВ (порядка массы атома серебра) и сечение рассеяния, характерное для слабого взаимодействия; другие, включая нас, используют этот термин в широком смысле, понимая под ним любые частицы – кандидаты на темную материю. Существует и промежуточный вариант, когда вимпами называют только кандидатов, не имеющих собственного названия. Например, гипотетические частицы аксионы в первом и третьем смыслах не являются вимпами; мы же не будем проводить различия между неоткрытыми частицами.

Физика полей и частиц выработала массу гипотез и теорий, предсказывающих существование частиц, которые могли бы претендовать на роль вимпов, например аксионы, гравитино, фотино, нейтралино, массивные экзотические нейтрино и многие другие. Мы не будем останавливаться на различиях между этими частицами, поскольку сейчас нет никаких оснований предпочесть одни из них другим. Более подробно об этих частицах можно прочитать в обзоре (Петер, 2012). Практически единственное, что можно сказать о вимпах, – это то, что они не могут иметь очень маленькую массу покоя, поскольку иначе они бы не подпадали под определение холодной материи. Теоретически могли бы существовать частицы с малой массой покоя, которые родились холодными и взаимодействовали настолько слабо, что до сих пор не успели разогреться. Такими частицами могут быть аксионы с массой покоя около 0,02 эВ. Даже более массивные нейтрино, имеющие, по последним данным, массу покоя менее 2 эВ, в ранней Вселенной вынуждены были двигаться со скоростью, близкой к скорости света. К настоящему моменту они замедлились до примерно одной сотой скорости света. Содержание же нейтрино во Вселенной не превышает 1,3 %. Поэтому большинство исследователей склоняются к мысли, что масса вимпов должна существенно превышать массу нейтрино. А так как частицы с массами порядка массы протона легко получаются на ускорителях, то масса вимпов, скорее всего, также должна быть существенно больше массы нуклонов.

Во всех описанных выше методах темная материя характеризовалась исключительно своей массой. Для того чтобы исследовать ее состав и свойства, нужно измерить параметры еще хотя бы одного взаимодействия с ее участием. Как следует из определения темной материи, такое взаимодействие может быть только слабое. Поэтому в случае, если темная материя является зеркальной, нет возможности прямого определения ее состава. Однако возможны косвенные подтверждения. Теории, предсказывающие существование стерильного нейтрино, дают немного другие предсказания, которые можно проверить. Наконец, если какая-то из теорий сможет правильно предсказать, например, плотность темной материи, связав ее с иными параметрами, это будет свидетельствовать в пользу ее существования.

Если же речь идет о вимпах, способных испытывать слабое взаимодействие, то можно попытаться наблюдать эти реакции в лаборатории. Определить параметры вимпов в таком прямом эксперименте было бы наиболее надежным способом. В случае, если никаких реакций не будет обнаружено, это позволит установить верхний порог сечения слабого взаимодействия вимпов. Ситуация в чем-то похожа на ту, с которой имели дело специалисты по элементарным частицам, когда пытались обнаружить в экспериментах воздействия нейтрино, приходящих из космоса, например образующиеся при термоядерных реакциях на Солнце. Для того чтобы на эксперимент не влияли космические лучи, имеющие меньшую проникающую способность, чем нейтрино, эксперименты проводили под землей в шахтах или туннелях, нередко под горными массивами.

Сейчас многие из этих лабораторий ведут также поиски вимпов. Основная идея заключается в том, что вимпы каким-то образом взаимодействуют с веществом детектора, и результаты этой реакции регистрируются одним из многочисленных способов, перечисленных в обзоре (Cline, 2014). При этом если в случае нейтрино были точно известны ожидаемые реакции, то в случае вимпов можно ожидать все что угодно. Естественно, что реакции, вызываемые нейтрино, не подходят для поиска вимпов. Вообще, обнаружить в этих экспериментах неизвестную реакцию намного проще, чем доказать, что она связана именно с вимпом. Единственное убедительное доказательство в данном случае – это столь любимое математиками доказательство «от противного», т. е. нужно зафиксировать такую реакцию, которая не может быть вызвана ни одной известной частицей или ядром. Таким образом, перефразируя Конфуция, можно сказать, что трудно искать темную материю в темной комнате, особенно если не знать, можно ли ее, в принципе, обнаружить.

Дополнительная трудность при поиске вимпов связана с тем, что практически невозможно полностью избавиться от радиоактивного фона. Основными помехами являются ?- и ?-распад, которые достаточно легко отделить по электромагнитному взаимодействию, а также потоки нейтронов, особенно неприятные тем, что по воздействию на детектор их трудно отличить от вимпов. К счастью, сечение рассеяния нейтронов существенно больше, чем у вимпов, поэтому считается, что в достаточно больших детекторах они рассеиваются более одного раза. Естественно, обе эти помехи также можно уменьшить путем экранирования детектора и использования материалов, очищенных от радиоактивных примесей.

Считается, что вимпы происходят из темного гало нашей Галактики и их средняя скорость в системе отсчета центра Галактики равна нулю. Как известно, Солнце движется относительно центра Галактики со скоростью около 220 км/с, а Земля вращается вокруг Солнца со скоростью около 50 км/с. Эти скорости складываются в июне и вычитаются в декабре, из-за чего относительная скорость движения Земли относительно темного гало имеет сезонные вариации. Очевидно, что поток вимпов должен иметь такие же сезонные вариации. Это происходит точно по той же причине, по которой человек, бегущий под дождем, промокнет за одинаковый промежуток времени сильнее, чем стоящий неподвижно. Наличие подобных сезонных вариаций в зафиксированном сигнале считается хорошим аргументом в пользу того, что зарегистрированы именно вимпы. Кроме того, в силу аналогичных причин должны присутствовать и суточные вариации потока вимпов, но ни один существующий на сегодняшний день детектор не способен их зафиксировать.

На практике используют следующий принцип детектирования вимпов. Предполагается, что вимп упруго рассеивается на ядре материала детектора, передав ему часть энергии. Именно такие внезапно ускоренные ядра и пытаются обнаружить в ходе экспериментов. Энергия ускоренных вимпами ядер оценивается в диапазоне 10–100 кэВ, причем количество событий экспоненциально падает с ростом энергии. Поэтому для повышения вероятности обнаружения вимпов нужны низкий порог обнаружения (что требует хорошего подавления фона), большая масса детектора и длительное время наблюдений. Ускоренные ядра регистрируют различными способами: по сцинтилляциям, ионизации, появлению фононов (колебаний кристаллической решетки), образованию пузырьков в перегретой жидкости и др. Основными типами используемых детекторов являются криогенные кристаллические детекторы, сцинтилляционные детекторы, пузырьковые камеры и детекторы на основе сжиженных благородных газов. Приведем описание некоторых детекторов и затем краткий обзор полученных результатов.

Криогенные кристаллические детекторы представляют собой сборки из полупроводниковых кристаллов, охлажденные до сверхнизких температур. В этих детекторах измеряются электрический заряд и фононы (в виде тепловыделения). Это позволяет достичь хорошего подавления радиоактивного фона. Наиболее известным криогенным кристаллическим детектором является установка CDMS II, расположенная в Суданских горах (США) и работающая с 2006 г. Она содержит 30 детекторов, включает в сумме 4,75 кг германия и 1,1 кг кремния, охлажденных до температуры 50 мК.

Также широко известна установка CoGeNT, расположенная там же и использующая 440-граммовый кристалл германия, охлажденный до температуры жидкого азота, о результатах работы которой мы поговорим чуть позже. Кроме них заслуживают упоминания криогенные кристаллические детекторы коллаборации EDELWEISS, расположенные в Модане (Франция), и коллаборации CRESST, расположенные в подземном туннеле Национальной лаборатории Гран-Сассо (Италия).

Среди сцинтилляционных детекторов наибольшую известность получила установка DAMA/NaI, после усовершенствования переименованная в DAMA/LIBRA, расположенная в Гран-Сассо. Как следует из названия, в ней используются кристаллы йодида натрия массой 100 кг для DAMA/NaI и 250 кг для DAMA/LIBRA. Идея этого эксперимента заключается в поисках описанной выше сезонной вариации. Этот детектор имеет наибольшую экспозицию среди всех существующих детекторов. Еще в 2000 г. коллектив авторов эксперимента заявил об обнаружении вимпов с очень низкой массой порядка 10 ГэВ. Более того, параметры вимпов, полученные на этой установке, не укладываются в ограничения, накладываемые другими экспериментами. Мы подробно обсудим этот вопрос после описания всех экспериментов. Кроме DAMA заслуживает упоминания установка KIMS, расположенная в Янъяне (Корея), не зафиксировавшая вимпов.

Детекторы на основе сжиженных благородных газов основаны на регистрации не только первичных, но и вторичных сцинтилляций, вызываемых электронами ионизации. Это среди прочего позволяет эффективно отфильтровывать ?- и ?-фон. В качестве рабочего вещества обычно используются неон, аргон или ксенон. Этот тип детектора становится все более популярным в последнее время благодаря дешевизне и относительной простоте эксплуатации. Наиболее примечательной установкой с детектором данного типа является установка XENON, расположенная все в том же Гран-Сассо. В первой фазе эксперимента с 10-литровым ксеноновым детектором XENON 10 в результате 136 кг-дней экспозиции были получены очень жесткие ограничения на сечение рассеяния вимпов. Среди прочего, по заверениям авторов эксперимента, эти ограничения исключают возможность существования вимпов в области параметров, заявленных в эксперименте DAMA.

Кроме детекторов, ориентированных на поиск любых вимпов, есть также установки, направленные на поиск конкретных вариантов темной материи. К таким установкам относятся, например, детекторы ADMX и APEX, спроектированные для поиска аксионов. Впрочем, пока что накопленная экспозиция этих установок слишком мала, чтобы делать какие-либо выводы.

Теперь, как мы и обещали, более подробно обсудим результаты экспериментов DAMA, CoGeNT и XENON 10, вызвавшие бурные дискуссии в научной литературе. Около 2010 г. наблюдалось общее чувство оптимизма, связанного с этими исследованиями; ожидалось, что открытие вимпов уже «ждет за углом». Основной причиной такого оптимизма была информация про положительные результаты опытов на детекторе DAMA/NaI и позже DAMA/LIBRA.

Все началось с того, что в уже далеком 2000 г. авторы эксперимента DAMA/NaI заявили, что им удалось обнаружить частицы темной материи с массой 8–12 ГэВ, сечением рассеяния порядка 10–40 см2, и впоследствии подтвердили эти параметры по результатам наблюдений на установке DAMA/LIBRA. Спустя 10 лет авторы эксперимента CoGeNT опубликовали результаты, в которых было выделено три события, с вероятностью около 30 % соответствующие вимпам с массой 5–15 ГэВ и сечением рассеяния порядка 10–40 см2. Тем не менее при общем всплеске энтузиазма эти конкретные результаты были встречены со значительным скепсисом. Во-первых, наиболее распространенная среди теоретиков оценка массы вимпов находится в районе 60–70 ГэВ. Во-вторых, ограничения на сечение рассеяния темной материи, полученные в экспериментах CDMS II, XENON 10 и XENON 100, по заверению ряда авторов, исключают существование вимпов с такими параметрами.

Естественно, практически сразу возникли попытки примирить результаты этих экспериментов. Некоторые впечатлительные теоретики поспешили придумать экзотический вид вимпов, который проявлял бы себя в установках DAMA и CoGeNT, но не проявлял в установке XENON. Для этого они рассмотрели все мыслимые комбинации как спин-зависимого, так и спин-независимого упругого и неупругого рассеяний, в том числе с нарушением изоспина[76], и подобрали подходящий вариант. В более серьезных работах утверждается, что эти параметры вполне совместимы со всеми ограничениями, если принять во внимание некоторые тонкие моменты, связанные с интерпретацией результатов эксперимента XENON, описание которых выходит далеко за рамки этой книги. Наиболее же правдоподобными, с нашей точки зрения, выглядят объяснения экспериментаторов. В обзорах результатов поиска вимпов в детекторах на сжиженных благородных газах отмечается, что в силу конструктивных особенностей установка DAMA не способна различать ядерные и электронные отдачи и полученные сезонные вариации можно объяснить вариациями потока космических мюонов и фона быстрых нейтронов в Гран-Сассо (Manalaysay, 2011; Cline и Simpson, 2015). То же самое относится и к установке CoGeNT. Кроме того, пресловутые тонкие моменты в интерпретации результатов установки XENON можно обойти, если определять энергию отдачи не по первичным, а по вторичным сцинтилляциям. Это позволило значительно повысить точность ограничений на максимальное сечение рассеяния вимпов, которое оказалось существенно меньше заявленного в экспериментах DAMA и CoGeNT.

В тот период результаты некоторых других детекторов, отличных от DAMA, были не очень убедительными, но время шло, было накоплено больше данных, и стало ясно, что ни один из них не открыл ничего, что могло бы напоминать четкое обнаружение вимпов. В конце концов они всего лишь установили более строгие и жесткие ограничения на величину поперечного сечения вимпов, и с какого-то момента их результаты стали полностью несовместимы с данными DAMA/LIBRA.

Учитывая вышеперечисленные проблемы с экспериментом DAMA/LIBRA, для проверки его результатов готовится эксперимент DM-Ice, который полностью повторит схему эксперимента DAMA/LIBRA, но с одним отличием: установка будет размещена на Южном полюсе, на базе нейтринной обсерватории IceCube. Это позволит полностью исключить суточные вариации космических лучей.

Описанные выше методы получили название прямых методов обнаружения темной материи, хотя слово «прямые» в некоторых случаях следовало бы заключить в кавычки. Но кроме них есть также и непрямые методы обнаружения темной материи. К ним относятся преимущественно высотные и космические эксперименты по поиску частиц и античастиц с высокими энергиями, которые, по мнению теоретиков, должны образовываться при взаимодействии частиц, составляющих темную материю. Проблема состоит в том, что антиматерия образуется в галактическом диске без всякой темной материи, поэтому проблема интерпретации результатов таких наблюдений стоит особенно остро.

Основными экспериментами по непрямым поискам темной материи являются: космический эксперимент PAMELA, аппаратура которого размещена на российском спутнике «Ресурс-ДК1», космический гамма-телескоп FERMI–LAT, космический телескоп EGRET на борту космического аппарата CGRO и недавно доставленный на МКС альфа-магнитный спектрометр AMS-02, а также эксперимент ATIC, аппаратура которого запускалась на аэростате в Антарктиде.

К сожалению, среди непрямых экспериментов противоречий еще больше, чем среди прямых. Есть еще одно направление непрямого поиска частиц темной материи. При анализе данных спектра рентгеновского излучения из космоса был обнаружен неизвестный ранее пик в районе энергии 3,5 кэВ. Некоторые ученые уверяют, что это излучение, возникшее при аннигиляции подобных частиц с их античастицами, хотя другие считают, что это ничем не примечательная линия излучения известных химических элементов.

Как видим, поисками темной материи вплотную занялись экспериментаторы, хотя пока что безрезультатно. Впрочем, характеристики детекторов постоянно улучшаются, и уже в недалеком будущем можно ожидать одно из трех: либо будут открыты вимпы или что-то похожее на них, что со временем становится все менее вероятным, либо порог их обнаружения будет понижен настолько, что заставит теоретиков пересмотреть свои предсказания (правда, у них в запасе всегда есть принципиально ненаблюдаемые варианты), либо разные эксперименты будут противоречить друг другу, и тогда этот спор может затянуться не на один десяток лет.

Следует отметить, что отрицательный результат экспериментов не означает, что нет никакой темной материи. Формально это означает только то, что сечение ее слабого взаимодействия находится ниже порога обнаружения или масса вимпов сильно отличается от ожиданий. Возможный вывод заключается в том, что темная материя не участвует в слабом взаимодействии и состоит из стерильных нейтрино или чего-то подобного.