CC BY
178
ВСЕЛЕННОЙ
В 1970-е гг. американский астроном Вера Рубин с коллегами измерила скорости звезд в других галактиках и обнаружила что-то странное: звезды по краям галактик двигались быстрее, чем это было предсказано теоретически [1]. Чтобы сопоставить ее наблюдения с известными законами тяготения, астрономы предположили существование невидимой массы, которая получила название темной материи.
Одним из наиболее выдающихся достижений в наблюдательной и теоретической астрофизике ХХ в. стало понимание того, что обычное видимое вещество, состоящее из атомов, элементарных частиц и бозонов, не доминирует во Вселенной. Существует еще и так называемая темная материя, суммарная масса которой приблизительно в пять раз больше. Несмотря на то, что сегодня еще предстоит получить данное вещество в лаборатории, уже обнаружен ряд астрофизических свидетельств его присутствия во Вселенной.
Происхождение темной материи в результате горячего расширения Вселенной пытаются понять с привлечением квантовой теории и термодинамики. Физика элементарных частиц необходима для рассмотрения возможных кандидатов в темную материю и изучения их взаимодействия с обычным веществом. В рамках
общей теории относительности, астрофизики и космологии рассматриваются процессы общей эволюции темной материи во Вселенной, образование структур, равновесные конфигурации. Ожидается стремительный прогресс в наблюдательной космологии, начало которого положено с запуском аппарата WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), а продолжение следует по результатам работы спутника Plank.
История исследования
На протяжении длительного периода астрономы использовали фотометрические методы для оценки масс космических объектов, поскольку в большинстве случаев можно было статистически установить отношение массы к светимости. В начале 1930-х гг. нидерландский астрофизик Ян Оорт обнаружил: движение звезд в Млечном Пути свидетельствует, что притягивающая их масса должна быть больше по сравнению с фотометрической оценкой. Изучая доплеровские сдвиги в спектрах звезд нашей Галактики, ученый установил, что скорости звезд больше скоростей замкнутых орбит в поле тяготения видимой массы Галактики. Это позволяло сделать вывод: внутри Млечного Пути должно содержаться намного больше вещества. Однако Оорт посчитал более вероятным предположение о поглощении
Александр Поплавский,
преподаватель ГУО «Лицей БГУ»
большей части излучения звезд Галактики межзвездной пылью.
В то же время швейцарский астроном Фриц Цвикки отыскал похожие признаки недостающей массы, но на больших масштабах. Он исследовал скопление Волосы Вероники с помощью тех же доплеровских сдвигов в спектрах галактик, вычислил разброс скоростей в отдельных галактиках. Сравнивая массу скопления, рассчитанную по законам тяготения, с суммарной массой входящих в него галактик, определенную на основе соотношения масса-светимость, астроном резюмировал существенное несоответствие данных величин. Дальнейший детальный учет масс туманностей и оценки межзвездной и межгалактической среды не привели к устранению выявленного противоречия. Почти через полвека после открытий Оорта и Цвикки Вера Рубин провела детальное изучение 60 одиночных галактик, видимых практически с ребра (последнее условие необходимо для большей точности спектральных методов). Полученные Рубин надежные кривые скоростей [1] значительно отличались от рассчитанных теоретически скоростей отдельных групп звезд в поле тяготения Ньютона. Начиная с некоторого расстояния от центра галактики кривые становились «плоскими», то есть пропадала зависимость
скорости от расстояния. А в случае гравитационного воздействия только видимой материи их значения должны были неизбежно уменьшаться с расстоянием.
Независимость круговых скоростей от расстояния означает, что притягивающая масса линейно возрастает с радиусом, внутри которого она заключена. Таким образом, невидимая непосредственно масса не концентрировалась в центрах спиральных галактик.
В 1970-е гг. был открыт еще один метод исследования скрытой массы: гравитационное линзирование. Это явление следовало из общей теории относительности Эйнштейна, в которой постулировалось, что пространство-время во Вселенной искривлено в окрестности масс, а объекты и свет движутся по геодезическим линиям, которые не являются прямыми. В результате обычно прямолинейные лучи света искривляются. Чтобы увидеть эффект линзирования, астрономы наблюдают далекие яркие объекты (например, галактики с активными ядрами), между которыми и исследователем на сравнительно близком от него расстоянии находится массивное скопление галактик. Если оно расположено точно на луче зрения с галактикой, можно увидеть яркое кольцо - так называемое «кольцо Эйнштейна». Однако такое идеальное расположение очень редко, чаще встречаются характерные дуги и полосы. Впервые линзирование наблюдалось группой Уолша в 1979 г. [2]. Используя телескоп в обсерватории Китт Пик, они обнаружили два удаленных объекта, разделенных расстоянием всего 6 угловых секунд, с одинаковыми красными смещениями, звездными величинами и спектрами. В дальнейшем, особенно с запуском в космос телескопа «Чандра», подобные эффекты наблюдались с завидной регулярностью, чаще всего в виде множественных дуг в скоплениях.
Изучая искаженные изображения галактик, можно сделать вывод о количестве темной
материи. Результаты наблюдений линзирования снова указывали на то, что светящаяся масса составляет небольшую часть от общей. Кроме того, были получены ограничения на локализацию темного вещества внутри скоплений.
Астрофизические ограничения
Чтобы объяснить темную материю, физики прежде всего обратились к астрофизическим объектам, состоящим из обычной материи, то есть из адронов и лептонов. Мы знаем, что темная материя должна быть «темной». Поэтому возможными кандидатами могли быть коричневые карлики, нейтронные звезды, черные дыры и планеты. Все эти объекты применительно к объяснению феномена темной материи получили название MACHOs (MAssive Compact Halo Objects). Для отождествления таких объектов несколько групп астрономов анализировали эффекты линзирования статистическими методами и обнаружили всего не более двух десятков явлений на 12 миллионов звезд [3]. Эти и другие наблюдения показали, что MACHO могут объяснять только небольшой процент невидимой массы в нашей Галактике. Остальная часть не сконцентрирована в компактные объекты, а равномерно «размазана». Дальнейшее изучение убедительно показало, что другие виды барионной
материи также не могли быть темным веществом. Это следовало из теории нуклеосинтеза и анализа космологического реликтового излучения.
Период нуклеосинтеза протекал от нескольких секунд до нескольких минут после Большого Взрыва, когда в горячей Вселенной нейтроны и протоны вступали в реакции термоядерного синтеза с образованием дейтерия, гелия и небольших примесей других легких элементов. В действительности нуклеосинтез является главным источником дейтерия во Вселенной. Этот изотоп может образовываться и внутри звезд, но тут же разрушается, превращаясь в гелий. Таким образом, изучая отношение дейтерия к водороду в областях Вселенной с первичным содержанием элементов, астрономы могут получать информацию о составе вещества непосредственно после Большого взрыва. Используя методы ядерной физики, можно рассчитать скорости ядерных реакций и начальные концентрации легких элементов. Как выяснилось, отношение дейтерия к водороду зависит от общего числа барионов во Вселенной, поэтому его измерение позволяет оценить относительное количество вещества. Определенное таким методом, число барионов оказалось только на уровне одной пятой от общего количества материи.
Спиральная галактика (типа SA0), находящаяся на расстоянии 24 Мпк в созвездии Льва. Как и многие другие подобные объекты, эта галактика окружена гало из темной материи. Hubble Legacy Archive, ESA, NASA, Robert Gendler
t
cü «
о
X X
5
X
о
X X
5
X
Крупное скопление галактик Abell 1689, изображение которого получено с помощью камеры высокого разрешения на Космическом телескопе им. Хаббла. Скопление окружено массивным гало темной материи, которая в совокупности с видимым веществом галактик действует как гигантская гравитационная линза. STScI/NASA
t
в
«
Микроволновое реликтовое излучение, открытое в 1964 г. американскими учеными - астрофизиком Арно Пензиасом и физиком Робертом Уилсоном, представляющее собой чернотельный фон с температурой 2,7 К, послужило другим способом определения состава Вселенной. Она в первые несколько сотен тысяч лет после Большого Взрыва была горячей и плотной, состояла из смеси разноименно заряженных частиц, обменивающихся фотонами. Затем Вселенная настолько остыла, что стало возможным образование нейтральных атомов водорода и гелия. При этом фотоны начали распространяться свободно, постепенно теряя свою энергию с расширением Вселенной. Сегодня мы наблюдаем это излучение, называемое реликтовым, с максимумом в миллиметровом диапазоне.
Для проверки выполнения распределения Планка, то есть чернотельности спектра реликтового излучения, и поиска его неоднородности в 1989 г. был запущен спутник СОВЕ. Первоначально наблюдаемая однородность излучения представляла огромную проблему, поскольку не позволяла объяснить наблюдаемую структуру вещества во Вселенной. Неоднородности реликтового фона удалось обнаружить на уровне 10-5 сразу двум группам - американцам Мазеру и Смуту и участникам советского эксперимента на установке «Реликт», запущенной на 6 лет раньше СОВЕ.
Это фундаментальное явление может быть обусловлено двумя эффектами. Крупномасштабная анизотропия вызвана тем, что фотоны с меньшими энергиями, наблюдаемыми в настоящее время, происходят из более плотных областей молодой Вселенной, поскольку такие потенциальные ямы труднее покинуть. На малых угловых расстояниях флуктуации порождаются так называемыми барионными акустическими ос-цилляциями. Перед тем как фотоны становились свободными, они образовывали фотон-барионную жидкость, куда также входили и электроны. Жидкость участвовала в следующем круговороте: она сжималась, попадая в потенциальные ямы, где ее давление увеличивалось, потом начинала
Анизотропия реликтового излучения по результатам работы спутника Plank. Излучение отражает эпоху начала свободного распространения фотонов спустя 380 тыс. лет после Большого Взрыва. На снимке запечатлены небольшие вариации температуры, соответствующие начальным флуктуациям плотности вещества и зародышам будущей структуры Вселенной. ESA/NASA
снова расширяться, пока гравитация не затягивала ее обратно. Процесс повторялся до момента рекомбинации. В зависимости от конкретного момента «отрыва» фотона внутри цикла появились вариации температуры. Поэтому флуктуации реликтового излучения отражают как первичные сгустки материи, так и динамику фотон-барионной жидкости. Таким образом, неоднородности фона излучения сильно зависят от числа барионов в эпоху рекомбинации. Однако выяснилось, что флуктуации оказались слишком малыми для того, чтобы стать зародышами образования структуры. Если учитывать их размер, то становится ясно, что наблюдаемые структуры во Вселенной не успели бы сформироваться до настоящего момента. Проблема заключается во времени: обычное вещество стало нейтральным только в эпоху рекомбинации, перед этим электростатические силы не давали материи эффективно образовывать сгустки внутри потенциальных ям для образования структур. Следовательно, требовалось наличие некоторого электрически нейтрального вещества для ускорения данного процесса.
Спутник WMAP был запущен в 2001 г. с целью более детального изучения анизотропии реликтового излучения. Он находится в точке Лагранжа L2 системы Земля - Солнце. С помощью полученных данных была установлена анизотропия в миллионные доли Кельвина. К тому времени компьютерные программы анализа также стали более совершенными. Все это позволило определять параметры расширения Вселенной (например, постоянную Хаббла) и ее состав.
В мае 2009 г. Европейским космическим агенством был запущен новый спутник Plank, целью которого стало еще более высокое угловое разрешение. В 2010 г. аппарат достиг точки L2, а в конце марта 2013 г. была опубликована новая карта реликтового излучения и следующие параметры: постоянная Хаббла
H = 67 км/с/Мпк, вклад видимой материи в общую плотность - 5%, темной - 27% [4].
В последнее десятилетие стали активно внедряться компьютерные методы. Крупномасштабное моделирование образования структуры во Вселенной методом N тел также продемонстрировало необходимость темной материи. Такие вычисления производятся на суперкомпьютерах, число частиц может достигать нескольких миллиардов. Согласно результатам [5], темная материя должна формировать иерархическую структуру внутри своих скоплений. Кроме того, моделирование подтверждает тот факт, что без темной материи у Вселенной не было бы губчатой структуры, хорошо наблюдаемой уже более полувека. Дополнительные сценарии предполагали, что темная материя могла быть и релятивистской («горячей»). Однако анализ показал, что вместо формирования структур образованные сгустки должны были быстро диссипировать. Таким образом, темная материя может быть только «холодной». Одно из последних ярких свидетельств косвенных наблюдений темной материи получено в скоплениях галактик, которые сталкиваются. В ряде подобных объектов (1E 0657-56 и скопление «bullet», MACS J0025.4-1222) было обнаружено несоответствие расположения горячего газа и основной массы скопления [6].
Природа темного вещества
Несмотря на то что существование темной материи хорошо проявляется по нескольким направлениям наблюдений, состав темного вещества остается не выясненным. Чаще всего упоминают слабовзаимодей-ствующие массивные частицы WIMP. Другими словами, должны существовать массивные медленно движущиеся частицы, электрически нейтральные и практически не участвующие в сильном взаимодействии. К сожалению, им трудно найти место в стандартной модели - квантовой теории поля, описывающей три
из четырех фундаментальных взаимодействий в природе: электромагнитные, слабые и сильные взаимодействия. В стандартной модели известно 17 частиц (6 кварков, 6 лептонов, 5 переносчиков взаимодействий), часть из которых были предсказаны перед тем, как их экспериментально обнаружили. В марте 2013 г. было подтверждено существование последней частицы - бозона Хиггса [7], переносчика поля Хиггса, ответственного за то, что у других частиц есть массы. Несмотря на успехи стандартной модели, она не может объяснить темную материю. Единственные стабильные электрически нейтральные частицы - это нейтрино. Однако они не могут быть темной материей, прежде всего потому, что нейтрино - релятивистские частицы. Вселенная, которую они могли бы преимущественно заполнять, должна иметь более замедленное формирование структуры, причем по сценарию «сверху вниз», то есть более массивные структуры должны сформироваться первыми. Однако наблюдения показывают, что галактики уже существовали меньше миллиарда лет после Большого Взрыва, а это, в дополнение к итогам моделирования, хорошо подтверждает сценарий «снизу вверх» [8]. Результаты наблюдений флуктуаций реликтового излучения, полученные с помощью проектов WMAP и Plank, сильно ограничивают количество нейтрино во Вселенной, делая тем самым их вклад в общую массу темной материи пренебрежимо малым. Отсутствие кандидатов на роль частиц темной материи в рамках стандартной модели не снижает ценности данной теории, но требует ее возможного расширения. Такие теории были предложены, наиболее популярная из них - суперсимметрия.
Суперсимметрия (SUSY) подразумевает наличие дополнительной симметрии между фер-мионами и бозонами и допускает их взаимопревращения. Каждый бозон имеет свой суперсимметричный фермион и наоборот.
Введение такой дополнительной симметрии удваивает число частиц. И все же есть некоторые теоретические преимущества. Прежде всего, суперсимметрия решает некоторые трудности стандартной модели. Кроме того, при энергиях во Вселенной в настоящий момент эта симметрия должна быть нарушена, вследствие чего все суперпартнеры должны быть очень массивными. В возможном составе частиц стандартной модели с суперсимметричным расширением существует несколько кандидатов на роль частиц темной материи. Это нейтралино (частицы - суперпартнеры бозонов Хиггса и калибровочных бозонов), снейтрино (суперпартнер нейтрино) и гравитино (суперпартнер гравитонов, которые следуют из квантовой теории гравитации). Все эти частицы, электрически нейтральные и слабовзаимодей-ствующие - идеальные WIMP. Однако снейтрино должны были аннигилировать очень быстро в период ранней Вселенной и их реликтовые плотности не могут быть космологически значимыми. Гравитино скорее подходят на роль горячей темной материи, но крупномасштабная структура Вселенной не согласуется с такой моделью. Все это делает нейтрали-но предпочитаемой частицей.
Во многих версиях SUSY нейтралино является наиболее легкой стабильной частицей. Хотя результаты экспериментов на Большом адронном коллайдере пока не позволили обнаружить ни
Один из германиевых детекторов эксперимента CDMS (Cryogenic Dark Matter Search) по поиску частиц WIMP. Всего используется пять связок из шести таких приемников. Fermilab
t
ей «
о
X X
5
X
t
CÙ «
о
X X
5
X
одного из эффектов, предсказываемых теорией суперсимметрии, все же остается надежда на моделирование в ее рамках темной материи. Прямое детектирование WIMP основано на предположении, что они могут слабо взаимодействовать с ядрами обычного вещества в очень чувствительных детекторах. Сигнал от WIMP должен обладать особыми характеристиками. Прежде всего, явления будут равномерно распределены по поверхности детектора, отражая тот факт, что темная материя на таких локальных масштабах окажется однородной. Во-вторых, случаи должны быть единичными, в отличие от взаимодействия с космическими лучами, которые могут затрагивать группы атомов приемника. Кроме того, они должны меняться в течение года, в связи с годичным движением Земли вокруг Солнца.
Наиболее значимыми из всех существующих являются три эксперимента по прямому детектированию частиц WIMP: Cryogenic Dark Matter Search (CDMS II) в глубокой шахте в штате Минесота (США), британская коллаборация ZEPLIN-I и подземная лаборатория XENON-10 в итальянской области Гран Сассо. Каждый из приборов использует свой метод детектирования. В CDMS II применяются германиевые и кремниевые детекторы, охлажденные ниже 50 мК. При столкновении частицы WIMP с ядром высокочувствительные приемники способны измерять вызванную столкновением ионизацию. ZEPLIN использует сцинтиляционные свойства жидкого ксенона. XENON-10 основан на двух вышеперечисленных методах. Еще один эксперимент, DAMA, зарегистрировал модуляцию сигнала расчетной амплитуды, которая могла следовать из-за годичного движения Земли [9]. Однако данный результат так и остается не подтвержденным другими прямыми экспериментами. Это может объясняться тем, что скорости WIMP больше порога DAMA, но меньше, чем у других приборов.
В теории суперсимметрии нейтралино могут аннигилировать сами с собой, производя набор продуктов, которые также могут быть обнаружены. На этом основаны непрямые методы детектирования. Поскольку, согласно теории, частота аннигиляции пропорциональна квадрату плотности темной материи, естественными местами поиска частиц WIMP служат области их большой предполагаемой концентрации: Солнце, Земля, центр Галактики. Продукты аннигиляции могут включать гамма-лучи, нейтрино и антивещество. Считается, что аннигиляция с образованием гамма-излучения должна наблюдаться наиболее часто, например, из центра Галактики. Одним из вариантов такого процесса является распад частицы WIMP на кварк и антикварк, которые в дальнейшем превращаются в гамма-кванты. Если такой гамма-квант попадает на детектор, его траектория отслеживается и делается вывод о возможной принадлежности в WIMP. Коллаборация ERGET в 1998 г. обнаружила избыток гамма-излучения по сравнению с фоном [10]. Однако некоторые авторы указывают на возможное несоответствие данных заключений моделям WIMP, поэтому результаты ERGET можно все же считать противоречивыми.
Другим важным продуктом аннигиляции WIMP являются нейтрино. Внутри массивных тел, таких как Солнце и Земля, в потенциальных ямах могут скапливаться частицы темной материи. При этом некоторые из них, в зависимости от массы, аннигилируют с образованием нейтрино. Если рассматривать Солнце, то такие продукты аннигиляции трудно отделить от произведенных в результате протон-протонной реакции. В таком случае, если речь идет о нашей планете, поток нейтрино из ее недр мог бы свидетельствовать о непрямом обнаружении WIMP. Современные нейтринные телескопы Super-K в Япониии AMANDA-II на Южном полюсе пока не обнаружили никаких
сигналов, превышающих шум. Поиски антиматерии как продуктов аннигиляции WIMP сопряжены со значительными трудностями, поскольку требуют выноса телескопов в верхние слои атмосферы и выделения «темных» античастиц среди космических лучей. Однако ряд проектов (HEAT, BESS и PAMELA) все-таки обнаружили избытки позитронов и антипротонов высоких энергий [11].
Таким образом, астрофизические и космологические свидетельства присутствия темной материи во Вселенной впечатляют, но по-прежнему далеки от окончательного понимания. К сожалению, пока еще нет полностью обоснованной теоретической модели, объясняющей как природу темного вещества, так и его происхождения во Вселенной. Темная материя - это возможность изучить Вселенную в рамках упорядочивания ее структуры. Кроме всего прочего, это нечто загадочное, вдохновляющее ученых на новые поиски и открытия. ■
Литература
1. Rubín V. Rotation of the Andromeda Nebula from a spectroscopic survey of emission regions / V. Rubín, W.K. Ford // Astrophys. J. 1970. Vol. 159. P. 379-389.
2. Walsh D. 0957+561 A, B: twin quasistellar object or gravitational lens? / D. Walsh, R. Carswell, R. Weymann // Nature. 1979. Vol. 279. P. 381-384.
3. The MACHO project: microlensing relults from 5.7 years of Large Magellanic Cloud observations / C. Alcock, R.A. Allsman, D.R. Alves [et al.] // Astrophys. J. 2000. Vol. 542. P. 281-307.
4. Plank 2013 results. XVI. Cosmological parameters / P.A.R. Ade, N. Aghanim, C. Armitage-Caplan [et al.] // Preprint arXiv:1303.5076. 2013.
5. Madau P. Dark matter subhaloes and the darf satellites of the Milky Way / P. Madau, J. Diemand, M. Kuhlen // Astrophys. J. 2008. Vol. 679. P. 1260-1271.
6. A direct impirical proof of the existence of dark matter / D. Clowe [at al.]// Astrophys. J. Letters. 2006. Vol. 648 (2). P. L109-L113.
7. New results indicate that new particle is a Higgs boson // CERN [Electronic resource]. 2013. Mode of accsess: http:// home.web.cern.ch/about/updates/2013/03/new-results-indicate-new-particle-higgs-boson.
8. Iye M. A galaxy at a redshift z=6.96 / M. lye [et al.] // Nature. 2006. Vol. 443. P. 186-188.
9. Berna bei R. New results from DAMA/LIBRA / R. Bernabei [et al.] //Eur. Phys. J.C. 2010. Vol. 67. P. 39-49.
10. Dixon D. Evidence for a galactic gamma-ray halo / D. Dixon [et al.] // New Astronomy. 1998. Vol. 3. P. 539-561.
11. Adriani O. An anomalous positron abundance in cosmic rays with energies 1.5-100 GeV / O. Adriani [et al.] // Nature. 2009. Vol. 458. P. 607-609.
