Доклад: Темная Материя во Вселенной

Из анализа многих экспериментальных данных следует: Вселенная скрывает от наших глаз почти всю свою массу, оставляя видимой для приборов наблюдателей лишь около одной сотой доли вещества, участвующего в ее движении. Из чего состоит невидимая или, как ее стали называть, Темная Материя* нашей Вселенной? Каковы ее происхождение и космологическая роль в зарождении и формировании галактик и галактических скоплений? Можно ли ее детектировать и изучать с помощью современных приборов? Попытаемся осветить некоторые из перечисленных вопросов, хотя большинство ответов еще предстоит найти. Для этого обратимся к началу начал.

* Из-за англоязычного происхождения некоторые термины даются в написании с прописными буквами. — Примеч. ред.

Рождение и эволюция Вселенной

Принятая на сегодня Стандартная Космологическая Модель строения и эволюции Вселенной основана на общей теории относительности А.Эйнштейна. В этой модели постулируется, что наша Вселенная родилась во время изначального, так называемого Большого Взрыва. Около 13 млрд лет тому назад Вселенная представляла собой сгусток энергии, сконцентрированный в одной исходной точке, теоретический размер которой равен нулю. Другие физические величины, такие как температура, давление, плотность энергии и т.д., в этой точке должны быть бесконечно большими. Такая ситуация называется сингулярностью, и, чтобы хоть немного отступить от нулевого “момента неопределенности”, модельное описание взрывоподобного рождения Вселенной начинают с некоторого минимального момента времени после взрыва. Его называют временем Планка — именно М. Планк предложил для него “конструкцию” из скорости света с, постоянной Планка ђ и гравитационной постоянной G_N:

В момент времени Планка t_Pl размеры только что рожденной Вселенной не превышают нескольких микрон. Ее температура Т = 1032 K пока настолько высока, что весь мир еще абсолютно симметричен (существует так называемая Суперсимметрия — SUSY [1]), все известные основные взаимодействия (гравитационное, сильное, слабое и электромагнитное) еще слиты в единую силу, и ни одна из частиц еще не имеет массы. Вселенная представляет собой идеальный газ безмассовых (т.е. виртуальных, еще не материализовавшихся) частиц со средней энергией Е~kT~10²⁸ эВ в состоянии термодинамического равновесия.

Чуть позже планковского времени произошло первое нарушение всеобщей симметрии, и первоначальная сила разделилась на гравитацию (за нее отвечает частица гравитино) и остальные три взаимодействия, которые пока связаны вместе (действует симметрия Великого объединения — Grand Unified Theory, GUT).

Когда с момента Большого Взрыва прошло примерно 10^–36 с и тепловая энергия снизилась до значения 10²⁴ эВ при размерах Вселенной порядка 10 см, GUT-симметрия нарушилась и первые из частиц — X- и Y-бозоны* — приобрели массы. Но практически сразу они распадались на кварки (будущий “материал” для протонов и нейтронов) и лептоны (частицы, участвующие в слабом взаимодействии, — нейтрино, электроны, мюоны, тау, и их античастицы) и таким образом первыми “выпали” из термодинамического равновесия. Итак, на этом этапе сильные (ядерные) взаимодействия заработали отдельно от еще неразделенных электрослабых (электромагнитных и слабых) взаимодействий.

* Бозоны — это частицы, являющиеся переносчиками того или иного взаимодействия; все другие частицы, которые собственно и составляют материальный мир, или предмет взаимодействия, относятся к классу фермионов.

В период 10^–36—10^–10 с Вселенная состояла из смеси пока безмассовых кварков и лептонов, а также фотонов, возникших при взаимной аннигиляции электронов и позитронов, следующего (более легкого) поколения Z- и W-бозонов, ответственных за слабое взаимодействие, и других гипотетических (суперсимметричных) частиц, например нейтралино. В это время все частицы, включая нейтрино, находились в почти полном равновесии между собой, т.е. рождение частиц балансировалось их аннигиляцией. Вселенная тогда, как и в настоящее время, содержала намного больше фотонов, чем кварков.

Через 10^–10 с Вселенная остыла до температуры 10¹⁵ K и достигла уже более внушительного размера — около миллиарда километров. В этот момент произошло спонтанное нарушение еще одной симметрии, объединявшей слабые и электромагнитные взаимодействия. Теперь все четыре основные взаимодействия стали самостоятельными, безмассовые ранее частицы приобрели свои массы покоя, а из состояния термодинамического равновесия вышли промежуточные бозоны.

После 10^–6 с, когда средняя энергия упала до 10⁹ эВ(Т = 10¹³ К, размер Вселенной порядка 10¹¹ км), из кварков начали формироваться мезоны, затем стабильные протоны и относительно стабильные нейтроны. Протоны и нейтроны носят общее название — барионы, поэтому обычную (состоящую из атомов и молекул) материю называют барионной, чтобы отличать ее от небарионной (состоящей из других имеющих массу частиц) материи. При снижении средней энергии до 3·10⁸ эВ должны были приобрести массы гипотетические частицы аксионы, которые могут составлять некоторую часть небарионной материи, а для образования новых барионов уже не хватало энергии, и они начали превращаться в фотоны за счет аннигиляции со своими античастицами. Наш будущий материальный мир спасло то, что число частиц несколько превышало число античастиц и аннигиляция не могла быть полной. Этот небольшой излишек “выживших” барионов и есть вся барионная материя сегодняшней Вселенной. Родившиеся в результате фотоны к настоящему времени остыли до температуры 2.7 K и присутствуют во Вселенной в виде Космического микроволнового фона (Cosmic Microwave Background — CMB) или, другими словами, — реликтового излучения, впервые зарегистрированного в 1964 г. Из сравнения их числа с количеством барионов в современной Вселенной следует, что после аннигиляции осталась только одна миллиардная часть от первоначальных барионов.

Примерно через 1 с после Большого Взрыва (Т = 10¹⁰ К, размер Вселенной увеличился до 10¹⁴ км, или 10 световых лет) плотность частиц снизилась до такого значения (~100 000 г/см³), при котором взаимодействия с участием нейтрино становятся настолько редкими, что они не могут больше находиться в термодинамическом равновесии с другими частицами. Эти нейтрино начинают жить своей независимой жизнью, свободно двигаясь по Вселенной (нейтринное реликтовое излучение). Если нейтрино имеет нулевую массу покоя, то такое излучение должно иметь температуру всего 2 К, а при ненулевой массе нейтрино, скажем порядка 10 эВ(~2·10^–33г), их температура будет выше абсолютного нуля всего на несколько тысячных градуса. По этой причине, а также из-за очень малой вероятности взаимодействия нейтрино с веществом, нейтринное реликтовое излучение до сих пор не зарегистрировано.

Еще через несколько секунд, при энергиях ниже миллиона эВ, перестали образовываться электроны и позитроны. Те же, что уже были, почти полностью уничтожились за счет аннигиляции, оставив в “живых” ровно столько электронов, сколько до этого сохранилось протонов, — чтобы сбалансировать их положительный электрический заряд и оставить Вселенную (как и в самом исходном состоянии) электрически нейтральной.

Через 100 с после Большого Взрыва (Т = 10⁹ К, и размеры Вселенной достигли сотен световых лет) протоны и нейтроны начали сливаться в легчайшие ядра водорода H, дейтерия D, гелия ³He, ⁴He и лития ⁷Li (более тяжелые ядра не могли тогда образоваться из-за отсутствия стабильных ядер с массовыми числами 5 и 8). Кроме водорода, в основном появлялись ядра ⁴He, который с тех пор составляет около 1/4 барионной массы Вселенной; оставшиеся невостребованными лишние нейтроны распались в течение нескольких последующих часов и исчезли со сцены. Этот процесс называется первичным нуклеосинтезом, а относительная распространенность в космосе легчайших ядер, которая с достаточно высокой точностью измеряется сегодня, служит хорошим тестом для проверки модели Большого Взрыва.

И только спустя 300000 лет, когда температура упала до 10000 K и диаметр Вселенной достиг размеров десятков миллионов световых лет (10²⁰ км), ядра стали окружаться электронными оболочками и возникли первые легкие атомы водорода и гелия. Поскольку средняя энергия к тому времени снизилась до нескольких эВ, энергии фотонов уже не хватало для разрушения атомов, и излучение в виде фотонов отделилось от материи, продолжая остывать (именно отсюда отсчитывает свою историю CMB). До этого “пробег” фотонов из-за интенсивного взаимодействия с другими частицами, а затем и атомами, был настолько мал, что фотоны были буквально “привязаны” к материи, и Вселенная, если бы на нее кто-то мог взлянуть со стороны, не светилась, т.е. была невидимой. Теперь же Вселенная стала прозрачной, или видимой.

Когда температура снизилась до 3000 К, гравитационное притяжение между молекулами начало превосходить их взаимное отталкивание за счет теплового движения. Гравитация, действуя на случайные флуктуации плотности в пространственном распределении молекул (в основном водорода и гелия), стала стягивать материю, формируя первоначальные крупномасштабные структуры и группирования — протогалактики, на основе которых позднее (через сотни миллионов лет после Взрыва при температуре в сотни К) стали образовываться звезды и звездные скопления — галактики. Изначальные флуктуации плотности сейчас можно детектировать в виде очень небольшой анизотропии (неоднородности) в наблюдаемом угловом распределении CMB.

Первые звезды состояли практически только из водорода и гелия в виде горячей плазмы с температурой в центральной части, достаточной для протекания термоядерных реакций, в результате которых образовывались более тяжелые элементы — вплоть до железа. Химические элементы тяжелее железа рождались в результате взрыва сверхновых звезд. Чем больше масса звезды, тем меньше она живет. По мере “выгорания” термоядерного топлива в достаточно массивной звезде (более десяти солнечных масс) силы гравитационного притяжения приводят к схлопыванию звезды — гравитационному коллапсу, когда внешняя часть звезды с огромной скоростью начинает сжиматься в направлении к центру. В результате такого взрыва образуются новые, более компактные объекты в виде нейтронных звезд или черных дыр и выделяется колоссальная энергия, большую часть которой уносят нейтрино. В космическое пространство, как дым после взрыва бомбы, с огромной скоростью разлетается газообразное облако остатков прежней звезды, привнося в космос новые химические элементы. Именно отсюда более поздние звездные образования, включая наше Солнце, как и планеты Солнечной системы, получают полный набор элементов таблицы Менделеева.

Что окружает нас сегодня?

Итак, наша планета и мы сами сделаны из звездного материала. Поэтому до недавнего времени считалось само собой разумеющимся, что основная масса нашей Вселенной состоит из звезд и их производных — планет, межгалактического газа, космической пыли, — т.е. из видимой (излучающей или отражающей электромагнитные волны) барионной материи. Небарионная материя, в которую до недавних пор включали только электромагнитное (фотонное) и нейтринное излучения, казалось, не могла давать существенного вклада в общую массу Вселенной, так как фотоны не имеют массы, а массы нейтрино ничтожно малы.

Вопрос о возможном существовании во Вселенной некой скрытой массы впервые начал серьезно обсуждаться в начале 30-х годов, после того как Э.Хаббл в 1929 г. из измерений красного смещения* спектральных линий галактик сделал сенсационный вывод о том, что галактики и галактические скопления разбегаются друг от друга, т.е. наша Вселенная расширяется.

* Красное смещение — это наблюдаемое смещение спектральных линий (например, линии ионизированного водорода) в сторону длинных волн от удаляющегося космического объекта по сравнению с длиной волны тех же линий, измеренной в земных условиях от неподвижного источника (эффект Доплера).

Хаббл, исследовав множество спектров галактик и изучив расстояние до них, впервые показал, что скорости разлета ближайших галактик, определенные по их красному смещению, линейно зависят от расстояния до этих галактик (закон Хаббла): v = HS, где v — скорость удаления галактики, S — расстояние до нее, Н — коэффициент пропорциональности (постоянная Хаббла). Таким образом, чем больше величина красного смещения галактики, тем быстрее она удаляется и тем дальше от нас находится. Из закона Хаббла можно непосредственно оценить скорость расширения нашей Вселенной и, как следствие, дать оценку времени ее жизни (те самые 13 миллиардов лет) и других основных космологических параметров.

По своему смыслу постоянная Хаббла не совсем постоянна: она определяет относительное изменение размера Вселенной за единицу времени

H(t) = DR(t)/R(t),

где R — радиус Вселенной на момент времени t, и может зависеть от времени. Современное значение постоянной Хаббла обозначают H₀. Поскольку она экспериментально еще не определена с достаточной точностью, ее обычно записывают как H₀ º 100h·км·с^–1×Мпк^–1, где h ~ 0.65. А как она меняется во времени, т.е. как протекает процесс расширения, зависит от общей массы Вселенной [2].

Среднюю плотность материи — энергии во Вселенной принято характеризовать относительным параметром

W = r / r_c

где r_c — критическая плотность, при которой Вселенная расширяется хоть и неограниченно, но замедляясь, так, что скорости стремятся к нулю при t ® ¥. Надо оговориться, что в моделях Вселенной есть некоторая неопределенность, связанная с природой вакуума. Не исключено, что сам вакуум вносит некоторый вклад в энергию Вселенной — многие решения квантовой теории поля требуют ненулевой энергии вакуума. Космологические уравнения учитывают такую возможность с помощью дополнительного слагаемого, так называемой космологической константы L, которую ввел еще Эйнштейн, правда, из других соображений. Если энергия вакуума принимается равной нулю (L = 0), критическая плотность равна (1.88·10^–29 г/см3) h², т.е. r_c ~ 4 нуклона/см³ при h  ~0.65. Однако в моделях, основанных на новых наблюдательных данных,L ¹ 0 (W _L~0.7), что ведет к соответствующему уменьшению величины rс.

Точное современное значение параметра общей плотности материи W₀ играет важнейшую роль при решении вопроса о пути эволюции Вселенной [2]. Если общее количество материи хотя бы немного меньше критической массы (W < 1), Вселенная будет расширяться постоянно, причем с ускорением, и галактики будут удаляться все дальше и дальше друг от друга (рис. 1). Однако материи во Вселенной может быть вполне достаточно (W = 1) для того, чтобы силы гравитационного притяжения между космическими объектами начали замедлять и остановили (асимптотически) это расширение. Или даже (если масса Вселенной окажется больше критической, W > 1) начали “сжимать” Вселенную, что в конечном итоге может привести к тоже Большому, но на этот раз — Схлопыванию).

Рис. 1. Зависимости радиуса Вселенной от времени
для открытой (W < 1), “останавливающейся” (W = 1) и замкнутой (W > 1) моделей.

Современные методы изучения скоплений (кластеров) галактик дают весьма надежные оценки общей плотности материи во Вселенной [3]. По измерениям рентгеновского излучения газа в густонаселенных кластерах было определено, что общая плотность всех видов материи составляет примерно 1/3 от критической плотности, т.е. W_m ~ 0.3. Имеется много других независимых методов оценки W_m, большинство которых дают примерно такие же результаты [4].

Но данные, полученные недавно в результате измерений реликтового излучения с помощью приборов на высокополетных воздушных шарах над Антарктидой (эксперимент “Бумеранг”), показали, что Вселенная содержит достаточное количество материи для реализации модели “останавливающегося” разлета. То есть должна существовать какая-то скрытая от нас невидимая материя, восполняющая дефицит общей массы Вселенной до критического значения. Наблюдаемые небольшие (тысячные доли процента) флуктуации в пространственном распределении CMB, как уже говорилось, служат свидетельством первичного группирования материи в ранней Вселенной — начала зарождения галактик. Это еще одно косвенное подтверждение “необходимости” первичной небарионной Темной Материи, так как именно ее неоднородности в пространстве могли быть изначальными центрами для концентрации видимого барионного вещества и служить причиной существующей крупномасштабной структуры Вселенной.

С другой стороны, последние данные из наблюдений очень далеких сверхновых звезд могут интерпретироваться в пользу ускорения расширения Вселенной, т.е. модели “открытой” Вселенной. Правда, эти наблюдения удается также объяснить, вводя в модель Вселенной комологическую константу L. Ассоциируемая с последней ненулевая плотность вакуума (отрицательное давление вакуума) может также влиять на раннюю структуру Вселенной и вызывать наблюдаемые флуктуации в угловом распределении СМВ.

Таким образом, вопрос о качественном и количественном составе Темной Материи играет важнейшую роль не только для понимания современного строения Вселенной, но и для выбора наиболее адекватной модели ее эволюции и дальнейшего развития.

Что такое Темная Материя?

По определению Темная Материя не испускает (и не отражает) электромагнитного излучения и воздействует на другие видимые небесные тела только гравитационным образом.

Сегодня интенсивно обсуждаются три ключевых вопроса. Является ли основная масса барионной материи невидимой? Является ли доминирующая форма материи во Вселенной небарионной, состоящей из массивных (с массами в сотни и тысячи раз бо€льшими массы протона), слабо взаимодействующих с обычной материей частиц? Существует ли некая неизвестная “темная” форма энергии, связанная с ненулевой космологической константой L?

Вывод о том, что Темная Материя вероятнее всего состоит как из барионной, так и небарионной фракций, делается, например, на основе измерений ротационных кривых галактик. Если бы вся масса галактики концентрировалась в ее видимой части, то орбитальные скорости наблюдаемых галактических объектов уменьшались бы при удалении от центра галактики как

Действительно, для нашей Солнечной системы с большой точностью установлено, что зависимость орбитальных скоростей планет v от расстояния до Солнца r находится в полном соответствии с законом Кеплера (рис. 2).

 приведена ротационная кривая для спиральной галактики NGC 6503, построенная по наблюдениям в радиодиапазоне газообразного водорода. Видно, что на расстоянии от центра галактики более 5 кпк скорость остается практически постоянной. Такой вид зависимости предполагает, что не все объекты, составляющие общую массу галактики, движутся вместе с ней как “единое” целое. Поскольку вся барионная составляющая должна участвовать в таком движении, следовательно, часть скрытой массы оказывается небарионной. Для объяснения этого экспериментального факта и вводится понятие Темного галактического гало, состоящего из невидимых объектов (частиц), “компенсирующих” дефицит массы видимых объектов, расположенных в диске галактики.
 
 

Из ротационных кривых для карликовых спиральных галактик и для далеких плоских галактик следует, что там Темная Материя почти полностью доминирует над видимой. Это подтверждает выводы теоретических моделей космогонии галактик о том, что Темные гало — изначальное место для зарождения и формирования галактик. Из распределения масс в галактике следует, что гало должно имееть сферическую или сфероидальную форму с распределением плотности r_galo ~ 1/r², хотя рассматриваются и другие модели. Для нашей Галактики размер Темного гало оценивается в 50 кпк, т.е. оно простирается намного дальше видимой части галактики и имеет общую массу ~ 10¹² M_¤ .

Значение барионной плотности Вселенной W_В определяется из первичного нуклеосинтеза Большого Взрыва. Сравнение измеренной первичной плотности дейтерия с величиной, предсказываемой из моделей Большого Взрыва, приводит к величине W_В h² = 0.019 ± 0.0012 или W_В ~ 0.05 при h ~ 0.65. Тем не менее все наблюдаемые скопления галактик содержат только около 10% от этой величины. Где же скрываются остальные барионы? Возможно, они сконцентрированы в так называемых объектах MACHOs (Massive Compact Halo Objects), которые в гало нашей Галактики могут присутствовать в виде планет, белых и коричневых карликов, нейтронных звезд или черных дыр. Поиски MACHOs ведутся с использованием эффекта гравитационных микролинз [5], который состоит во временном увеличении яркости известных видимых звезд в тот период времени, когда невидимый массивный объект пересекает линию между наблюдателем и звездой, отклоняя своим гравитационным полем идущий от звезды свет. Продолжительность такого эффекта Dt пропорциональна

где m — масса MACHO, v — его скорость, перпендикулярная к направлению света, что позволяет оценить массу отклоняющего объекта.

В течение нескольких последних лет две большие научные коллаборации MACHO [5] и EROS [6] обрабатывают данные наблюдений за светимостью миллионов звезд в соседних галактиках. Наиболее вероятная масса нескольких найденных кандидатов в MACHO оценивается как половина массы Солнца m_MACHO ~ 0.5M_¤. Однако, даже если все обнаруженные объекты такого типа отнести к Темной Материи, они не смогут покрыть заметной части “недостающей” массы галактики.

Сравнив данные по общей регистрируемой плотности материи во Вселенной (W_m  ~ 0.3) и ее барионной составляющей (W_В  ~ 0.05), заключаем, что на небарионную ее часть остается 0.25, т.е. небарионная доля должна быть основной составляющей Темной Материи. Из анализа крупномасштабной структуры Вселенной следует, что она в основном должна состоять из массивных частиц. Эти частицы в период материализации Вселенной после Большого Взрыва уже должны быть нерелятивистскими, т.е. холодными частицами, в отличие от нейтрино, практически не имеющих массы и остающихся релятивистскими (горячими). С точки зрения физики элементарных частиц, Холодная Темная Материя (ХТМ), вероятнее всего, должна состоять из слабовзаимодействующих массивных частиц (Weakly Interacting Massive Particles — WIMP). В рамках современных теоретических моделей SUSY существует несколько подходящих кандидатов на роль ХТМ, среди которых — нейтралино, аксионы, аксино, гравитино, вимпзилло, и т.д. [7]. Константы взаимодействия частиц класса WIMP с обычной материей крайне малы: для нейтралино не более (10^–2—10^–5) от константы слабого взаимодействия, для аксионов и аксино ~10^–16, а для гравитино ~10^–33.

Пожалуй, наиболее перспективны нейтралино (c), стабильные частицы с массой ниже нескольких ТэВ, существование которых предсказывается в моделях Суперсимметрии [1]. В качестве другого наиболее вероятного претендента рассматриваются также аксионы с массами от 10^–3 до 10^–6 эВ[7].

Кандидатура тяжелых (правых) нейтрино с массами порядка ГэВ была отклонена в ходе ускорительных экспериментов. Легкие (левые) нейтрино — единственные претендующие на роль Темной Материи частицы, о которых известно, что они реально существуют в природе. Тем не менее они не могут составлять основную массу Темной Материи, ибо, как известно из результатов экспериментов по регистрации солнечных и атмосферных нейтрино, их масса должна быть очень маленькой [8].

Указания на существование дополнительной формы энергии, плавно распределенной в пространстве, следуют из наблюдений удаленных сверхновых звезд типа Ia. Ускорение или замедление процесса расширения Вселенной отражается в отклонении зависимости Хаббла от линейной для очень удаленных объектов [2], какими и являются сверхновые типа Ia, “загорающиеся” в результате термоядерных взрывов белых карликов в двойных системах. Экспериментально были определены расстояния до 50 сверхновых типа Ia [9]. Данные измерения говорят о возможности того, что Вселенная разгоняется (это можно объяснить за счет ненулевого значения космологической константы L, определяющей вклад дополнительной “темной” энергии в энергетическую плотность Вселенной). Необходимость введения ненулевого L-члена как энергетической составляющей Темной Материи также поддерживается в моделях раздувания Вселенной. Вводя L-член, мы можем удовлетворить условие плоской Вселенной W₀ = 1 при “наблюдаемом” значении W_m ~ 0.3.

Суммируя приведенные выше результаты, можно сделать вывод, что сегодня предпочтение отдается композиционной модели Темной Материи, состоящей из смеси нескольких типов собственно Темной Материи [”10% барионной (MACHOs?) + ?60% небарионной холодной (WIMPs?) + ?30% небарионной горячей (нейтрино?)] и Темной Энергии за счет ненулевой плотности вакуума (L-член).

Как поймать частицы Темной Материи

Локальная плотность Темного гало нашей Галактики в окрестности Земли оценивается как 0.3 ГэВ/см³ ~ 5·10–25 г/см³ , исходя из его общей массы ~ 10¹² M_¤ и простанственного распределения плотности частиц r_galo ~1/r². Полагая, что преобладающую часть гало составляют WIMPs, например нейтралино с массой m_c= 100 ГэВ, получаем r_c ~3000 частиц/м³. В стандартной сферической модели гало WIMPs имеют максвелловское распределение скоростей со средним значением v ~270 км/сек. Таким образом, поток частиц WIMP может иметь довольно большую величину ~10⁵ частиц/см²·с при m_c = 100 ГэВ.

В последнее десятилетие начали активно развиваться различные сверхчувствительные методы детектирования WIMPs, которые обычно разделяют на прямые и непрямые методы регистрации. Начнем с последних.

В непрямых экспериментах ищутся вторичные частицы, рожденные в результате парной аннигиляции WIMPs. Один вариант — поиск нейтрино с энергиями порядка Гэв и выше, которые должны прилетать от Солнца и/или центральной части Земли. Другой путь — поиск монохроматических фотонов, позитронов или антипротонов, рождаемых при парной аннигиляции WIMPs в галактическом гало. Еще один интересный метод — поиск WIMPs, прилетающих со стороны центра Галактики. Если в центре нашей Галактики находится очень массивная черная дыра (~10⁶ M_¤ ), она должна гравитационно притягивать WIMPs и увеличивать их концентрацию вокруг себя. В результате вероятность их аннигиляции в окрестности черной дыры увеличивается и соответственно возрастает поток нейтрино, фотонов и других продуктов аннигиляции WIMPs, идущий из центра Млечного Пути. Измерения в рамках непрямых экспериментов проводятся на больших подземных или подводных установках (Баксанская нейтринная обсерватория Института ядерных исследований РАН, Байкальская глубоководная установка ИЯИ РАН, подземные установки международной лаборатории Гран-Сассо в Италии), которые в первую очередь и предназначены для регистрации нейтрино (и других частиц) очень высоких энергий.

Методы прямого детектирования основаны на поиске упругого (или неупругого) рассеяния WIMPs на ядрах детектора-мишени. Ядра отдачи передают приобретенную в результате такого взаимодействия энергию через ионизацию и тепловые (фононные) процессы. Современные методы регистрации энергии ядер отдачи основаны на использовании традиционных сцинтилляционных, полупроводниковых и газовых детекторов, а также новых болометрических (низкотемпературных) детекторов и детекторов на основе сверхпроводящих микрогранул и перегретых капель [10].

Энергетические потери нейтралино с массами от 10 ГэВ до 1ТэВ в таких детекторах будут не более 100 кэВ, а скорость счета на 1 кг детектора – пропорциональна потоку нейтралино, падающему на детектор, и сечению их упругого рассеяния на ядрах.

Теоретические оценки дают очень малые значения для величины сечения, поэтому ожидается очень низкая скорость счета — от 10^–1 до 10^–5 отсчетов/кг в день. Это значительно усложняет задачу экспериментального поиска частиц и требует применения детекторов с большой массой, низким порогом регистрации и очень низким собственным фоном.

При постановке эксперимента также необходимо знать функцию отклика детектора на взаимодействие с частицами Темной Материи, или энергетический спектр ядер отдачи. Примеры ожидаемых спектров при регистрации WIMPs с различными массами приведены на рис. 4 [11], где также показан экспериментальный фоновый спектр полупроводникового германиевого детектора. Фоновый спектр детектора при низких энергиях, как правило, обусловлен шумами электронной аппаратуры, радиоактивным излучением изотопов, содержащихся в детекторе и окружающих материалах, а также проникающими даже на большую глубину космическими лучами. Видно, что ожидаемые спектры ядер отдачи и фоновый спектр имеют примерно одинаковую экспоненциально спадающую форму, что сильно затрудняет задачу выделения полезного сигнала.

Рис. 4. Теоретические спектры ядер отдачи при регистрации WIMPs с различными массами при помощи полупроводникового германиевого детектора и экспериментальный фоновый спектр детектора.

Для уверенной регистрации необходимо использовать дополнительные признаки событий, связанные именно с частицами Темной Материи, например зависимость дифференциальной скорости счета от времени из-за эффекта годовых модуляций.
Этот эффект — следствие сложения скоростей налетающих на Землю частиц со скоростью Земли: комбинация движения Солнца (вокруг центра Галактики) через галактическое Темное гало и вращения Земли вокруг Солнца будет разной для различных времен года. Максимум скорости счета ожидается 2 июня, когда Земля движется против потока частиц, а минимум — ровно через полгода, когда Земля «убегает» от них, рис. 5.

Рис. 5. Схема движения Солнца и Земли относительно потока частиц галактического гало, иллюстрирующая эффект годовой модуляции.

Предсказываемая величина сезонного изменения всего »5%, так что обнаружить эффект нелегко, тем более он в значительной степени может быть затенен сезонными вариациями собственного фона детектора за счет различных внешних факторов. Тем не менее недавно коллаборация DAMA [12] декларировала обнаружение годовых модуляций WIMPs, которые интерпретируются как результат упругого рассеяния нейтралино с массой около 60 ГэВ и сечением порядка 7·10^–42 см² (рис. 6 и 8).

Рис. 6. Результаты эксперимента DAMA по поиску годовых модуляций WIMPs. Скорость счета NaI детекторов в интервале низких энергий в различные времена года приведена в зависимости от текущего времени начиная с 1 января первого года измерений. Вертикальными пунктирными линиями отмечены полугодовые периоды, соответствующие ожидаемым минимумам и максимумам сезонной вариации скорости счета WIMPs.

Эксперимент проводится с использованием сцинтилляционных NaI детекторов общим весом около 100 кг в подземной лаборатории Гран-Сассо. Это первый и пока единственный положительный результат поиска частиц Темной Материи. Недавно опубликованные результаты другой коллаборации CDMS — эксперимент в настоящее время проводится в Стэнфорде (США) [13] с использованием низкотемпературных германиевых и кремниевых детекторов — не подтверждают положительного эффекта. Поэтому для окончательного вывода о регистрации WIMPs с такими характеристиками требуются дополнительные эксперименты. Кроме эксперимента CDMS сейчас ближе всех по чувствительности к результату DAMA подошли эксперимент IGEX-DM, проводимый одновременно в подземных лабораториях Баксан (Россия) и Канфранк (Испания), и эксперимент «Гейдельберг—Москва» в лаборатории Гран-Сассо. В обоих случаях используются полупроводниковые детекторы из сверхчистого германия общей массой порядка 10 кг.

Новые эксперименты в Баксанской обсерватории

В подземной низкофоновой лаборатории Баксанской нейтринной обсерватории ИЯИ РАН проводится долговременный эксперимент в рамках Международного германиевого эксперимента по Темной Материи IGEX-DM (Россия—США—Испания) [14]. Здесь WIMPs пытаются регистрировать как по их упругому, так и по их неупругому рассеянию с возбуждением ядер детектора-мишени, при котором дополнительным «признаком отличия» будет одновременная или задержанная регистрация g-квантов, снимающих возбуждение. Данные, полученные в этом эксперименте для упругого рассеяния частиц, наиболее близко подошли к положительному результату DAMA. Поиск неупругого взаимодействия WIMPs с возбуждением низколежащих уровней ядра 73Ge ведется только на этой установке.

Стены лаборатории изготовлены из низкорадиоактивного бетона (50 см), ультраосновной (т.е. очень древней, с минимальным содержанием радиоактивных изотопов) породы дунит (50 см) и стали (8 мм). За счет таких стен поток гамма-квантов от окружающих скальных пород снижен примерно в 200 раз, а поток космических лучей ослабляется в 2000 раз за счет толстого слоя скальных пород (660 м водного эквивалента) над лабораторией. Однако, как указывалось выше, для поиска частиц Темной Материи необходимо иметь собственный фон установки порядка 0.1 отсчета в день на 1 кг детектора-мишени при пороге регистрации порядка 1 кэВ. Поэтому детектирующая система из Ge детекторов дополнительно окружена «пассивной» (пассивно подавляющей поток радиоактивного излучения) и «активной» (дающей электронный сигнал о прохождении энергичных частиц) защитами (рис. 7). Пассивная защита, общим весом около 7 т, собрана из низкорадиоактивных материалов (свинца, меди, борированного полиэтилена). Активная защита представляет собой массивные сцинтилляционные детекторы, которые с большой эффективностью регистрируют высокоэнергичные мюоны космических лучей, проникающие даже на такую глубину.

Рис. 7. Комбинированная (пассивная и активная) защита вокруг германиевых детекторов в баксанском эксперименте IGEX-DM.

Эти меры позволили снизить фон детектирующей установки примерно в 106 раз по сравнению с незащищенными детекторами в наземной лаборатории. В ходе эксперимента достигнут порог регистрации 2 кэВ при сверхнизкой скорости счета 0.09 соб./ (кг·кэВ·сутки) в области низких энергий.
За полный календарный период, с мая 1995 по май 1999 г., были набраны и проанализированы данные с двух детекторов, изготовленных из обогащенного ⁷⁶Ge и природного Ge. Получены новые области исключения (т.е. значения параметров, лежащие выше приведенных кривых, экспериментально исключаются из числа возможных) для масс и сечений упругого рассеяния WIMPs, которые почти вплотную подошли к требующим подтверждения результатам коллаборации DAMA (рис. 8).

Рис. 8. Области исключения для масс и сечений WIMPs при различных вариантах анализа данных баксанского эксперимента IGEX-DM. В целях сравнения также показана область параметров для положительного результата, полученного в эксперименте DAMA.

В частности, дираковские нейтрино с массами от 13 ГэВ до 4.5 ТэВ исключены из кандидатов на роль таких частиц. Анализ данных по исследованию годовых и суточных модуляций потока позволил установить экспериментальные ограничения на амплитуды модуляций на уровне 7% и 4% соответственно.

Как было отмечено ранее, экспоненциально спадающий спектр ядер отдачи при упругом рассеянии WIMPs трудно отличить от спектра шумов детектора, если не вводятся дополнительные «знаки отличия». В Баксанской нейтринной обсерватории был разработан и применен новый метод поиска неупругого взаимодействия WIMPs, использующий уникальную особенность спектра ядра ⁷³Ge — наличие долгоживущих низколежащих возбужденных уровней (13.3 и 66.7 кэВ). Отбор полезных событий по предложенной схеме регистрации дает рекордно низкий фоновый счет 0.0013 соб./кг (⁷³Ge)·сутки и, следовательно, значительно повышает чувствительность установки, что позволяет на два порядка величины улучшить экспериментальные ограничения на массы и сечения спин-зависимого рассеяния WIMPs. По результатам эксперимента с экспозицией всего 0.13 кг(⁷³Ge)·год исключены WIMPs с массами от 20 ГэВ до 2 ТэВ при сечениях неупругого взаимодействия порядка 10^–34.

Поиски невидимого всегда представляли собой необычайно трудную, но интереснейшую задачу. Экспериментальное открытие Темной Материи позволит не только раскрыть очередную тайну Природы, но также обеспечит нас новыми знаниями в области физики частиц за пределами Стандартной Модели электрослабого взаимодействия. У нынешнего поколения ученых есть обоснованные надежды на то, что, если основная часть Темной Материи состоит из WIMP-нейтралино, их удастся надежно зарегистрировать уже в конце данного десятилетия.

Из планируемых экспериментов, которые в недалеком будущем могут перекрыть области значений для масс и сечений, предсказываемые в теоретических моделях для разного сорта частиц Темной Материи, можно отметить GENIUS (новый проект на основе коллаборации «Гейдельберг—Москва» ) с планируемой массой германиевых детекторов до 1 т, CDMS-II (США, подземная лаборатория Соудан) и EDELWEISS-III (Франция, подземная лаборатория Модан) c низкотемпературными германиевыми детекторами с массами порядка 1 кг при двойной регистрации ионизационного и теплового (фононного) сигналов.

Если же темное пространство Вселенной населяют еще более неуловимые частицы (аксино, гравитино и т.п.), то справиться с этой задачей предстоит новому поколению физиков в более далеком будущем.

Литература

1.  Казаков Д.И. Ждем открытий в физике элементарных частиц! // Природа. 1999. №9. С.14—25.

2.  Peebles P.J.E. Principles of Physical Cosmology. Princeton, 1993.

3.  Wail D.M.et al. // Nature. 1993. V.366. P.429.

4.  Primack J.R. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.3.

5.  Uson J.M. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.31.

6.  Milsztajn A., Lassere T. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.55.

7.  Rozskovski L. // Phys. Rep. 1996. V.267. P.19521.

8.  Копылов А.В. Проблема солнечных нейтрино: от прошлого к будущему // Природа.1998. №5. С.31—40; №6. С.27—36.

9.  Perlmutterl S. et al. // Nature. 1998. V.391. P.51.

10. Morales A. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.477.

11. HEIDELBERG — MOSCOW COLLABORATION // Phys. Rev. D. 1997. V.55. P.54.

12. Bernabei R. et al. // Phys. Lett. 1999. V.B450. P.448.

13. Gaitskell R. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.77.

14. Aalseth C.E. et al. // Phys. of Atomic Nucl. 2000. V.63. P.1268.