Реферат: Темная Материя во Вселенной. Реферат на тему темная материя

Реферат Тёмная материя

Реферат на тему:

План:

Введение
• 1 Данные наблюдений
• 2 Состав
  • 2.1 Барионная тёмная материя
  • 2.2 Небарионная материя
    • 2.2.1 Горячая тёмная материя
    • 2.2.2 Тёплая тёмная материя
    • 2.2.3 Холодная тёмная материя
  • 2.3 Смешанная тёмная материя
• 3 Обнаружение
  • 3.1 Прямые эксперименты обнаружения
  • 3.2 Косвенные наблюдения экспериментов обнаружение
• 4 Альтернативные теории
• 5 В массовой культуре
• 6 Список литературы
• 7 Дополнительная литература

Введение

В другом языковом разделе есть более полная статья Dark matter (англ.) Вы можете помочь проекту, расширив текущую статью с помощью перевода.

Состав Вселенной по данным WMAP

Тёмная материя в астрономии и космологии — это гипотетическая форма материи, которая не испускает электромагнитного излучения и не взаимодействует с ним. Это свойство данной формы вещества делает невозможным её прямое наблюдение. Однако возможно обнаружить присутствие тёмной материи по создаваемым ею гравитационным эффектам. Обнаружение тёмной материи поможет решить проблему скрытой массы, которая, в частности, заключается в аномально быстрой скорости вращения внешних областей галактик.

1. Данные наблюдений

2. Состав

2.1. Барионная тёмная материя

Предполагается, что некоторая часть тёмной материи — это обычное вещество, но не испускающее электромагнитного излучения или испускающего слишком мало для прямого обнаружения. Как минимум, некоторые из таких объектов можно считать уже обнаруженными. Это тёмные галактические гало. Также на роль тёмного барионного вещества предлагают уже открытые коричневые карлики и нейтронные звёзды.

2.2. Небарионная материя

В зависимости от скоростей частиц, из которых состоит тёмная материя, её можно разделить на несколько классов.

2.2.1. Горячая тёмная материя

Состоит из частиц, движущихся со скоростью близкой к световой, вероятно из нейтрино. Эти частицы имеют очень маленькую массу, но всё же не нулевую, учитывая огромное количество нейтрино во вселенной (300 частиц на 1 см³), это даёт огромную массу. В некоторых моделях на нейтрино приходится 10 % тёмной материи.

Эта материя из-за своей огромной скорости не может образовывать стабильные структуры, но может влиять на обычное вещество и другие виды тёмной материи.

2.2.2. Тёплая тёмная материя

Материю, движущуюся с релятивистскими скоростями, но ниже, чем у горячей тёмной материи, называют «тёплой». Скорости её частиц могут лежать в пределах от 0,1c до 0,95c. Некоторые данные, в частности, температурные колебания фонового микроволнового излучения, дают основания полагать, что такая форма материи может существовать.

Пока нет никаких кандидатов на роль составляющих тёплой тёмной материи, но возможно, стерильные нейтрино, которые должны двигаться медленнее обычных трёх ароматов нейтрино, может стать одним из них.

2.2.3. Холодная тёмная материя

Тёмную материю, которая движется при классических скоростях, называют «холодной». Этот вид материи представляет наибольший интерес, так как, в отличие от тёплой и горячей тёмной материи, холодная может образовывать стабильные формирования, и даже целые тёмные галактики.

Пока частицы, подходящие на роль составных частей холодной тёмной материи, не обнаружены. В качестве кандидатов на роль холодной тёмной материи выступают слабо взаимодействующие массивные частицы — вимпы, такие как аксионы и суперсимметричные партнёры-фермионы лёгких бозонов — фотино, гравитино и другие.

2.3. Смешанная тёмная материя

До предложения теории тёмной энергии, была разработана перспективная модель тёмной материи, состоящей из холодной и горячей материи в определённых пропорциях.

3. Обнаружение

3.1. Прямые эксперименты обнаружения

3.2. Косвенные наблюдения экспериментов обнаружение

4. Альтернативные теории

Этот раздел статьи ещё не написан. Согласно замыслу одного из участников Википедии, на этом месте должен располагаться специальный раздел.Вы можете помочь проекту, написав этот раздел.

5. В массовой культуре

В этом разделе не хватает информации. Информация должна быть проверяема, иначе она может быть поставлена под сомнение и удалена.Вы можете отредактировать эту статью, добавив ссылки на авторитетные источники.Эта отметка стоит на статье с 12 мая 2011.

• В серии игр Mass Effect темная материя и темная энергия в форме так называемого «Нулевого элемента» необходимы для движения со сверхсветовыми скоростями. Некоторые люди, биотики, используя темную энергию могут контролировать поля эффекта массы.
• В мультсериале «Футурама» тёмная материя используется в качестве топлива для космического корабля компании «Межпланетный экспресс». Появляется материя на свет в виде испражнений инопланетной расы «зубастильонцы» и по весу крайне тяжела.

6. Список литературы

• Сайт Modern Cosmology, содержащий в том числе подборку материалов по тёмной материи.

7. Дополнительная литература

wreferat.baza-referat.ru

Тёмная материя во Вселенной

Вселенная состоит всего на 4,9% из обычного вещества - барионной материи, из которой состоит наш мир. Большая часть 74% всей Вселенной приходится на загадочную тёмную энергию, а 26,8% массы  во Вселенной приходится на неподвластные физическим законам, трудно обнаруживаемые частицы, названные тёмной материей.

Эта странная и необычная концепция тёмной материи была предложена в попытке пояснения необъяснимых астрономических явлений. Так о существовании некой мощной энергии, настолько плотной и массивной - её в пять раз больше, чем обычного вещества материи, из которой состоит наш мир, состоим мы, учёные заговорили после обнаружения непонятных явлений в гравитации звезд и формирования Вселенной.

Откуда появилась концепция тёмной материи?

Так, звёзды в спиральных галактиках, подобных нашей, имеют довольно высокую скорость обращения и по всем законам при таком быстром движении должны бы просто вылетать в межгалактическое пространство, как апельсины из опрокинувшейся корзины, но они не делают это. Их удерживает некая сильнейшая гравитационная сила, которая не регистрируется и не улавливается никакими нашими способами.

Еще интересное подтверждение о существовании некой темной материи учёные получили из исследований космического микроволнового фона. Они показали, что после Большого взрыва материя в самом начале была однородна распространена в пространстве, но в некоторых местах её плотность была несколько выше, чем в среднем. Эти области обладали более сильной гравитацией, в отличие от тех, которые их окружали, и при этом, притягивая к себе материю, они становились ещё плотней и массивней. Весь этот процесс должен был быть слишком медленным, чтобы за всего 13,8 млрд лет, (а это возраст Вселенной), сформировать крупные галактики, в том числе наш Млечный путь.

Таким образом, остается предположить, что ускоряет темп развития галактик, наличие достаточного для этого количества темной материи с её дополнительной гравитацией, значительно ускоряющей этот процесс.

Какая она - тёмная материя?

Одна из центральных идей, что чёрная материя состоит из ещё не открытых субатомных частиц. Что это за частицы и кто претендует на эту роль, кандидатов много.

Предполагается, что у фундаментальных элементарных частиц из семейства фермионов имеются суперсимметричные партнеры из другого семейства - бозонов. Такие слабовзаимодействующие массивные частицы имеют название WIMP (или просто вимпы). Самый легкий и при этом стабильный суперпартнер - нейтралино. Вот он, то и является наиболее вероятным кандидатом на роль веществ темной материи.

На данный момент попытки получить нейтралино или хотя бы схожую или вовсе другую частицу тёмной материи к успеху не привели. Пробы получения нейтралино предпринимались на сверхвысокоэнергичных столкновениях на получившем известность и разную оценку Большом адронном коллайдере. В будущем эксперименты будут проводиться с ещё большими энергиями столкновений, но и это не гарантирует, что будет обнаружены хоть какие-то модели тёмной материи.

Как говорит Мэттью Маккалоу (из Центра теоретической физики Массачусетского технологического института) - "Наш обычный мир устроен сложно, он не построен из однотипных частиц, а если тёмная материя тоже сложная?". По его теории, гипотетически тёмная материя может взаимодействовать сама с собой, но при этом игнорировать обычную материю. Именно поэтому мы и не можем заметить и как-то зарегистрировать её присутствие.

(Карта космического микроволнового фонового излучения (CMB), сделанному Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP))

Наша галактика Млечный путь состоит из огромных масштабов сферического вращающегося облака тёмной материи, в нём подмешано небольшое количество обычной материи, которая сжимается под действием гравитации. Быстрее это происходит между полюсами, не так, как в области экватора. Как результат, наша галактика приобретает вид сплющенного спирального диска из звёзд и погружается в сфероидальное облако тёмной материи.

Теории существования тёмной материи

Для объяснения природы недостающей массы во Вселенной выдвигались различные теории, так или иначе, говорящие о существовании тёмной материи. Вот некоторые из них:

• Гравитационное притяжение обычной регистрируемой материи во Вселенной не может объяснить странное движение звезд в галактиках, там где во внешних областях спиральных галактик звёзды обращаются настолько быстро, что должны были бы просто вылететь в межзвездное пространство. Что же их удерживает, если это невозможно зафиксировать.
•  
• Существующая тёмная материя превосходит обычную материю Вселенной в 5,5 раз и только её дополнительная гравитация может объяснить нехарактерные движения звезд в спиральных галактиках.
•  
• Возможные частицы тёмной материи вимпы (WIMP), они слабовзаимодействющие массивные частицы при этом сверрхтяжёлые суперсимметричные партнеры субатомных частиц. В теории существует свыше трёх пространственных измерений, недоступных для нас. Сложность в том, так как же их зарегистрировать, когда дополнительные измерения по теории Калуцы - Клейна оказываются для нас недоступными.

Возможно, ли зарегистрировать тёмную материю?

Сквозь Землю пролетают огромные количества частиц тёмной материи, но так как тёмная материя не взаимодействует, а если и есть взаимодействие то крайне слабое, практически нулевое, с обычной материей, то  в большинстве экспериментов значительных результатов получено не было.

Тем не менее попытки зарегистрировать присутствие темной материи пробуются в экспериментах столкновения различных атомных ядер (кремния, ксенона, фтора, иода и других) в надежде увидеть отдачу от частицы тёмной материи.

В нейтринной астрономической обсерватории на станции Амундсена - Скотта с интересным названием IceCube проводятся исследования по обнаружению высокоэнергетичных нейтрино, рожденных за пределами Солнечной системы.

Здесь на Южном полюсе, где температура за бортом до -80 °C, на глубине 2,4 км подо льдом установлена высокоточная электроника, обеспечивающая непрерывный процесс наблюдения за загадочными процессами Вселенной, происходящими за гранью обычной материи. Пока это только попытки приблизится к отгадке глубочайших тайн Вселенной, но некоторые успехи уже есть, такие, как  историческое открытие 28 нейтрино.

Итак. Невероятно интересно что, Вселенная, состоящая из тёмной материи, недоступной для видимого изучения нами, может оказаться во много раз сложнее устройства нашей Вселенной. А быть может, Вселенная из тёмной материи значительно превосходит нашу и именно там происходят все важные дела, отголоски которых мы пытаемся видеть в нашей обыкновенной материи, но это уже переходит в область научной фантастики.

xn----8sbiecm6bhdx8i.xn--p1ai

Реферат - Тёмная энергия.Тёмная материя

Федеральное агентство по образованию

ГОУ ВПО «СИБИРСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ ТЕХНОЛОГИЧЕСКИЙ УНИВЕРСИТЕТ»

Гуманитарный факультет

Кафедра «Физики»

Реферат:

« Темная энергия. Темная материя.»

Руководитель:

______ Гурова Н.Н

(подпись)

_______________________

(оценка, дата)

Разработали:

Студентки группы 72-1

______ Григорян М. Н,

______ Лебедева К.В.

(подпись)

_______________________

(дата)

Г. Красноярск 2010г.

Содержание:

1. Введение…………………………………………………………………………….3

2. Понятие, что такое темная энергия и ее сущность………………………………..4

3. Открытие темной энергии………………………………………………………….5

4. Космологическая постоянная………………………………………………………6

5. Квинтэссенция………………………………………………………………………8

6. Темная материя……………………………………………………………………...9

7. Заключение………………………………………………………………………….11

8. Список литературы…………………………………………………………………12

Введение:

В последнее время в космологии — науке, которая изучает структуру и эволюцию Вселенной, — стал широко применяться термин «темная энергия», вызывающий у людей, далеких от этих исследований, по меньшей мере легкое недоумение. Часто в паре с ним выступает и другой «мрачный» термин — «темная материя», а также упоминается, что, по данным наблюдений, эти две субстанции обеспечивают 95% полной плотности Вселенной. Прольем же луч света на это «царство мрака».

Понятие, что такое темная энергия и ее сущность.

В научной литературе термин «темная энергия» появился в конце прошлого века для обозначения физической среды, заполняющей всю Вселенную. В отличие от различных видов вещества и излучения, от которых можно (хотя бы теоретически) полностью очистить или экранировать некоторый объем, темная энергия в современной Вселенной неразрывно связана с каждым кубическим сантиметром пространства. С некоторой натяжкой можно сказать, что само пространство обладает массой и участвует в гравитационном взаимодействии. (Напомним, что согласно известной формуле E = mc2 энергия эквивалентна массе.)

Тёмная эне́ргия (англ. Dark energy ) в космологии — феномен, проявляющийся в обнаруженном нарушении закона Хаббла: Вселенная расширяется с ускорением, а не замедлением.

Первое слово в термине «темная энергия» указывает на то, что эта форма материи не испускает и не поглощает никакого электромагнитного излучения, в частности света. С обычным веществом она взаимодействует только через гравитацию. Слово же «энергия» противопоставляет эту среду структурированной, то есть состоящей из частиц, материи, подчеркивая, что она не участвует в процессе гравитационного скучивания, ведущего к образованию галактик и их скоплений. Иными словами, плотность темной энергии, в отличие от обычного и темного вещества, одинакова во всех точках пространства.

Существует два варианта объяснения сущности тёмной энергии:

· тёмная энергия есть космологическая константа — неизменная энергетическая плотность, равномерно заполняющая пространство Вселенной (другими словами: постулируется ненулевая энергия вакуума)

· тёмная энергия есть некая квинтэссенция — динамическое поле, энергетическая плотность которого может меняться в пространстве и времени.

Окончательный выбор между двумя вариантами требует высокоточных измерений скорости расширения Вселенной, чтобы понять, как эта скорость изменяется со временем. Темпы расширения Вселенной описываются космологическим уравнением состояния. Разрешение уравнения состояния для тёмной энергии является одной из самых насущных задач современной наблюдательной космологии.

Тёмная энергия также должна составлять значительную часть так называемой скрытой массы Вселенной.

Открытие тёмной энергии.

На основании проведённых в конце 1990-х годов наблюдений сверхновых звёзд типа Ia был сделан вывод, что расширение Вселенной ускоряется со временем. Затем эти наблюдения были подкреплены другими источниками: измерениями реликтового излучения, гравитационного линзирования, нуклеосинтеза Большого Взрыва. Все полученные данные хорошо вписываются в лямбда-CDM модель.

Расстояния до других галактик определяются измерением их красного смещения. По закону Хаббла, величина красного смещения света удаленных галактик прямо пропорциональна относительной скорости этих галактик. Соотношение между расстоянием и величиной красного смещения называется параметром Хаббла (или, не совсем точно, постоянной Хаббла).

В конце 1990-х годов было обнаружено, что в удалённых галактиках, расстояние до которых было определено по закону Хаббла, сверхновые типа Ia имеют яркость ниже той, которая им полагается. Иными словами, расстояние до этих галактик, вычисленное по методу «стандартных свеч» (сверхновых Ia), оказывается больше расстояния, вычисленного на основании ранее установленного значения параметра Хаббла. Был сделан вывод, что Вселенная не просто расширяется, она расширяется с ускорением .

Ранее существовавшие космологические модели предполагали, что расширение Вселенной замедляется. Они исходили из предположения, что основную часть массы Вселенной составляет материя — как видимая, так и невидимая (тёмная материя). На основании новых наблюдений, свидетельствующих об ускорении расширения, было постулировано существование неизвестного вида энергии с отрицательным давлением. Её назвали тёмной энергией .

Сущность тёмной энергии является предметом споров. Известно, что она очень равномерно распределена, имеет низкую плотность, и не взаимодействует сколько-нибудь заметно посредством известных фундаментальных типов взаимодействия — за исключением гравитации. Поскольку гипотетическая плотность тёмной энергии не слишком велика — порядка 10−29 граммов на кубический сантиметр — её вряд ли удастся обнаружить лабораторным экспериментом (хотя уже были заявления о таком обнаружении). Тёмная энергия может оказывать такое глубокое влияние на Вселенную (составляя 70% всей энергии) только потому, что она однородно наполняет пустое (в иных отношениях) пространство. Существуют две главные модели, объясняющие природу тёмной энергии: «космологическая константа» и «квинтэссенция».

Космологическая постоянная

Самое простое объяснение заключается в том, что тёмная энергия — это просто «стоимость существования пространства»: то есть, любой объём пространства имеет некую фундаментальную, неотъемлемо присущую ему энергию. Её ещё иногда называют энергией вакуума, поскольку она является энергетической плотностью чистого вакуума. Это и есть космологическая константа, иногда называемая (по имени греческой буквы Λ, используемой для её обозначения в уравнениях общей теории относительности) «лямбда-член» (отсюда и «лямбда-CDM модель»). Введение космологической константы в стандартную космологическую модель, основанную на метрике Фридмана — Лемэтра — Робертсона — Уокера, привело к появлению современной модели космологии, известной как лямбда-CDM модель. Эта модель хорошо соответствует имеющимся космологическим наблюдениям.

Многие физические теории элементарных частиц предсказывают существование вакуумных флуктуаций, то есть наделяют вакуум именно таким видом энергии. Значение космологической константы оценивается в порядке 10−29 г/см³, или около 1 кэВ/см³ (около 10−123 в Планковских единицах).

Космологическая константа имеет отрицательное давление, равное её энергетической плотности,. Причины, по которым космологическая константа имеет отрицательное давление, вытекают из классической термодинамики. Количество энергии, заключённое в «коробке с вакуумом» объёма V, равняется ρV, где ρ — энергетическая плотность космологической константы. Увеличение объёма «коробки» (dV положительно) приводит к возрастанию её внутренней энергии, а это означает выполнение ею отрицательной работы. Так как работа, выполняемая изменением объёма dV, равняется pdV, где p — давление, то p отрицательно и, фактически, p = −ρ (коэффициент с², связывающий массу и энергию, приравнен 1) [2].

Согласно общей теории относительности, гравитация зависит не только от массы (плотности), но и от давления, причем давление имеет бо́льший коэффициент, чем плотность. Отрицательное давление должно порождать отталкивание, антигравитацию, и поэтому вызывает ускорение расширения Вселенной.

Важнейшая нерешённая проблема современной физики состоит в том, что большинство квантовых теорий поля, основываясь на энергии квантового вакуума, предсказывают громадное значение космологической константы — на многие порядки превосходящее допустимое по космологическим представлениям. Обычная формула квантовой теории поля для суммирования вакуумных нулевых колебаний поля (с обрезанием по волновому числу колебательных мод, соответствующему планковской длине), дает огромную плотность энергии вакуума. Это значение, следовательно, должно быть скомпенсировано неким действием, почти равным (но не точно равным) по модулю, но имеющим противоположный знак. Некоторые теории суперсимметрии (SATHISH) требуют, чтобы космологическая константа в точности равнялась нулю, что также не способствует разрешению проблемы. Такова сущность «проблемы космологической константы», труднейшей проблемы «тонкой настройки» в современной физике: не найдено ни одного способа вывести из физики элементарных частиц чрезвычайно малое значение космологической константы, определённое в космологии. Некоторые физики, включая Стивена Вайнберга, считают т. н. «антропный принцип» наилучшим объяснением наблюдаемого тонкого баланса энергии квантового вакуума.

Несмотря на эти проблемы, космологическая константа — это во многих отношениях самое экономное решение проблемы ускоряющейся Вселенной. Единственное числовое значение объясняет множество наблюдений. Поэтому нынешняя общепринятая космологическая модель (лямбда-CDM модель) включает в себя космологическую константу как существенный элемент.

Квинтэссенция.

Альтернативный подход исходит из предположения, что тёмная энергия — это своего рода частицеподобные возбуждения некоего динамического скалярного поля, называемого квинтэссенцией. Отличие от космологической константы в том, что плотность квинтэссенции может варьироваться в пространстве и времени. Чтобы квинтэссенция не могла «собираться» и формировать крупномасштабные структуры по примеру обычной материи (звёзды и т. п.), она должна быть очень легкой, то есть иметь большую комптоновскую длину волны.

Никаких свидетельств существования квинтэссенции пока не обнаружено, но исключить такое существование нельзя. Гипотеза квинтэссенции предсказывает чуть более медленное ускорение Вселенной, в сравнении с гипотезой космологической константы. Некоторые учёные полагают, что наилучшим свидетельством в пользу квинтэссенции явились бы нарушения принципа эквивалентности Эйнштейна и вариации фундаментальных констант в пространстве или времени. Существование скалярных полей предсказывается стандартной моделью и теорией струн, но при этом возникает проблема, аналогичная варианту с космологической константой: теория ренормализации предсказывает, что скалярные поля должны приобретать значительную массу.

Проблема космического совпадения ставит вопрос, почему ускорение Вселенной началось именно в определенный момент времени. Если бы ускорение во Вселенной началось раньше этого момента, звёзды и галактики просто не успели бы сформироваться, и у жизни не было бы никаких шансов на возникновение, по крайней мере, в известной нам форме. Сторонники «антропного принципа» считают этот факт наилучшим аргументом в пользу своих построений. Впрочем, многие модели квинтэссенции предусматривают так называемое «следящее поведение», которое решает эту проблему. В этих моделях поле квинтэссенции имеет плотность, которая подстраивается к плотности излучения (не достигая её) до того момента развития Большого Взрыва, когда складывается равновесие вещества и излучения. После этого момента квинтэссенция начинает вести себя как искомая «тёмная энергия» и в конце концов господствует во Вселенной. Такое развитие естественным образом устанавливает низкое значение уровня тёмной энергии.

Были предложены и другие возможные виды квинтэссенции: фантомная энергия, для которой энергетическая плотность квинтэссенции возрастает со временем, и так называемая «кинетическая квинтэссенция», имеющая форму нестандартной кинетической энергии. Они имеют необычные свойства: например, фантомная энергия может привести к Большому Разрыву Вселенной.

Темная материя

Мы исходим из материалистического представления об окружающем нас мире, а значит, все, что заполняет Вселенную, — это материя. Если материя структурирована, ее называют веществом, а если нет, как, например, поле, то — энергией. Вещество, в свою очередь, делят на обычное и темное, ориентируясь на то, взаимодействует ли оно с электромагнитным излучением. Правда, по сложившейся в космологии традиции темное вещество принято называть «темной материей». Темная материя илиСкрытая масса – это присутствующее во Вселенной вещество, которое не удается наблюдать существующими астрономическими методами и проявляющее себя гравитационным воздействием на космические объекты, доступные наблюдениям…

С излучением и обычным веществом, состоящим из атомов, мы постоянно имеем дело в повседневной жизни. Гораздо меньше мы знаем о темной материи. Тем не менее достаточно надежно установлено, что ее физическим носителем являются некие слабовзаимодействующие частицы. Известны даже некоторые свойства этих частиц, например, что у них есть масса, а движутся они много медленнее света. Однако они никогда еще не регистрировались искусственными детекторами.

Скрытая материя была обнаружена при анализе скоростей галактик в их скоплениях и звезд в галактиках: они движутся так, как будто масса, формирующая гравитационное поле, значительно превосходит сумму масс всех наблюдаемых объектов. Еще одно свидетельство наличия в галактиках С.м. получено при наблюдении гравилинзирования — фокусировки света при рассматривании галактик «на просвет». Наблюдающийся при этом изгиб лучей света соответствует массе, многократно превосходящей совокупную массу звезд. Масса и протяженность этих «корон» из невидимого вещества очень велика. В нашей Галактике, например, она превышает массу звезд примерно в 20 раз, а размер занимаемой ею области превышает радиус звездного диска в 10 раз.

Относительно вещества, входящего в состав Темной материи, выдвинуто немало гипотез. Наиболее простым является предположение о том, что это холодные звезды (коричневыми карлики) или еще более мелкие космические тела, невидимые в телескопы. Результаты, полученные при помощи хаббловского космического телескопа, позволяют сделать вывод о том, что масса таких объектов не превышает 15% от массы видимых звезд.Еще меньше возможный вклад других трудно наблюдаемых компактных космических объектов: нейтронных звезд и черных дыр.

По-видимому, основной вклад в скрытую массу дает материя в рассеянном состоянии — элементарные частицы, слабо взаимодействующие с веществом и поэтому трудно обнаруживаемые. Обязательное свойство этих частиц — отличная от нуля масса покоя, так как концентрироваться в гравитационных полях галактик и звезд могут только объекты, имеющие скорость не более нескольких тысячных долей от скорости света. Безмассовые частицы могут дать лишь равномерный фон, не проявляющий себя гравитационно. Из «освоенных» современной наукой частиц на роль С.м. годится нейтрино. Рассматриваются также нейтралино — гипотетические частицы, предсказываемые теорией «великого объединения», а также не обнаруженная пока экспериментально частица аксион, предсказанная квантовой хромодинамикой.

С.м. многокомпонентна, и ее изучение в значительной мере находится на уровне гипотез. Особый интерес представляют два возможных компонента С.м.: нейтрино и малые (“первичные”) черные дыры. Эти объекты могут ощутимо, а порой и катастрофично проявлять себя не только в глубинах Вселенной, но и на Земле.

Заключение.

По имеющимся оценкам, ускоряющееся расширение Вселенной началось приблизительно 5 миллиардов лет назад. Предполагается, что до этого расширение замедлялось благодаря гравитационному действию тёмной материи и барионной материи. Плотность барионной материи в расширяющейся Вселенной уменьшается быстрее, чем плотность тёмной энергии. В конце концов, тёмная энергия начинает преобладать. Например, когда объём Вселенной удваивается, плотность барионной материи уменьшается вдвое, а плотность тёмной энергии остается почти неизменной (или точно неизменной — в варианте с космологической константой).

Если ускоряющееся расширение Вселенной будет продолжаться бесконечно, то в результате галактики за пределами нашего Сверхскопления галактик рано или поздно выйдут за горизонт событий и станут для нас невидимыми, поскольку их относительная скорость превысит скорость света. Это не является нарушением специальной теории относительности. На самом деле невозможно даже определить «относительную скорость» в искривлённом пространстве-времени. Относительная скорость имеет смысл и может быть определена только в плоском пространстве-времени, или на достаточно малом (стремящемся к нулю) участке искривлённого пространства-времени. Любая форма коммуникации далее пределов горизонта событий становится невозможной, и всякий контакт между объектами теряется. Земля, Солнечная система, наша Галактика, и наше Сверхскопление продолжат существовать, в то время, как вся остальная Вселенная исчезнет вдали. Со временем наше Сверхскопление придёт в состояние тепловой смерти, то есть осуществится сценарий, предполагавшийся для предыдущей, плоской модели Вселенной с преобладанием материи.

Существуют и более экзотические гипотезы о будущем Вселенной. Одна из них предполагает, что фантомная энергия приведёт к т. н. «расходящемуся» расширению. Это подразумевает, что расширяющая сила действия тёмной энергии продолжит неограниченно увеличиваться, пока не превзойдёт все остальные силы во Вселенной. По этому сценарию, тёмная энергия со временем разорвёт все гравитационно связанные структуры Вселенной, затем превзойдёт силы электростатических и внутриядерных взаимодействий, разорвёт атомы, ядра и нуклоны и уничтожит Вселенную в Большом Разрыве.

С другой стороны, тёмная энергия может со временем рассеяться или даже сменить отталкивающее действие на притягивающее. В этом случае гравитация возобладает и приведёт Вселенную к «Большому Хлопку». Некоторые сценарии предполагают «циклическую модель» Вселенной. Хотя все эти гипотезы пока не подтверждаются наблюдениями, они и не отвергаются полностью. Решающую роль в установлении конечной судьбы Вселенной (развивающейся по теории Большого Взрыва) должны сыграть точные измерения темпа ускорения.

Список литературы:

1 Энциклопедия для детей. Т. 8. Астрономия. — 2-е изд., Э68 испр./Глав. Ред. М.Д. Аксёнова. — М.: Аванта+,2002. — 688 с.: ил.

www.ronl.ru

Реферат: Темная Материя во Вселенной

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 GN:

В момент времени Планка tPl размеры только что рожденной Вселенной не превышают нескольких микрон. Ее температура Т = 1032K 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 1015K 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 109эВ(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 2.7K 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 10эВ(~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 10000K 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 / rc

где rc — 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) h3, т.е. rc ~ 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) 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 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. Wm ~ 0.3. Имеется много других независимых методов оценки Wm, 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.

Рис. 2. Зависимость орбитальных скоростей планет от расстояния до Солнца. Расстояния указаны в астрономических единицах, 1 а.е. = 1.5·1013 см.	Рис. 3. Экспериментальная ротационная кривая для спиральной галактики NGC 6503 (точки с экспериментальными ошибками). Пунктирными линиями показаны расчетные кривые отдельно для диска галактики, галактического газа и Темного гало, дающие в сумме наблюдаемую зависимость.

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 rgalo ~ 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 WВ определяется из первичного нуклеосинтеза Большого Взрыва. Сравнение измеренной первичной плотности дейтерия с величиной, предсказываемой из моделей Большого Взрыва, приводит к величине WВ h3 = 0.019 ± 0.0012 или WВ ~ 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 mMACHO ~ 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 (Wm ~ 0.3) и ее барионной составляющей (WВ ~ 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 10–6эВ[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 Wm ~ 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 rgalo ~1/r2. Полагая, что преобладающую часть гало составляют WIMPs, например нейтралино с массой mc= 100 ГэВ, получаем rc ~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 mc = 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.

www.neuch.ru

Реферат - Темная Материя во Вселенной

Рис. 1. Зависимости радиуса Вселенной от времени для открытой (? 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. ?m ~ 0.3. Имеется много других независимых методов оценки ?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 ?. 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 ?? 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.    

Рис. 2. Зависимость орбитальных скоростей планет от расстояния до Солнца. Расстояния указаны в астрономических единицах, 1 а.е. = 1.5·1013 см. Рис. 3. Экспериментальная ротационная кривая для спиральной галактики NGC 6503 (точки с экспериментальными ошибками). Пунктирными линиями показаны расчетные кривые отдельно для диска галактики, галактического газа и Темного гало, дающие в сумме наблюдаемую зависимость. 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??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 ?В определяется из первичного нуклеосинтеза Большого Взрыва. Сравнение измеренной первичной плотности дейтерия с величиной, предсказываемой из моделей Большого Взрыва, приводит к величине ?В h3 = 0.019 ± 0.0012 или ?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 ?t 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 mMACHO ~ 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 (?m  ~ 0.3) и ее барионной составляющей (?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 ?, 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 ?-член, мы можем удовлетворить условие плоской Вселенной ?0 = 1 при “наблюдаемом” значении ?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 (?-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 ?galo ~1/r2. Полагая, что преобладающую часть гало составляют WIMPs, например нейтралино с массой m?= 100 ГэВ, получаем ?? ~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? = 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 ?-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.  

www.ronl.ru

Реферат - 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 GN:

В момент времени Планка tPl размеры только что рожденной Вселенной не превышают нескольких микрон. Ее температура Т = 1032K 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 1015K 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 109эВ(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 2.7K 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 10эВ(~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 10000K 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 /rc

где rc — 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) h3, т.е. rc ~ 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) 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 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. Wm ~ 0.3. Имеется много других независимых методов оценки Wm, 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 rgalo ~ 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 WВ определяется из первичного нуклеосинтеза Большого Взрыва. Сравнение измеренной первичной плотности дейтерия с величиной, предсказываемой из моделей Большого Взрыва, приводит к величине WВ h3 = 0.019 ± 0.0012 или WВ ~ 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 mMACHO ~ 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 (Wm ~ 0.3) и ее барионной составляющей (WВ ~ 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 10–6эВ[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 Wm ~ 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 rgalo ~1/r2. Полагая, что преобладающую часть гало составляют WIMPs, например нейтралино с массой mc= 100 ГэВ, получаем rc ~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 mc = 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.

www.ronl.ru

Темная Материя во Вселенной | Рефераты KM.RU

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 GN:

В момент времени Планка tPl размеры только что рожденной Вселенной не превышают нескольких микрон. Ее температура Т = 1032K 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 1015K 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 109эВ(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 2.7K 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 10эВ(~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 10000K 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 H0º 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 / rc

где rc — 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) h3, т.е. rc ~ 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. Wm ~ 0.3. Имеется много других независимых методов оценки Wm, 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.

Рис. 2. Зависимость орбитальных скоростей планет от расстояния до Солнца. Расстояния указаны в астрономических единицах, 1 а.е. = 1.5·1013 см.	Рис. 3. Экспериментальная ротационная кривая для спиральной галактики NGC 6503 (точки с экспериментальными ошибками). Пунктирными линиями показаны расчетные кривые отдельно для диска галактики, галактического газа и Темного гало, дающие в сумме наблюдаемую зависимость.

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 rgalo ~ 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 WВ определяется из первичного нуклеосинтеза Большого Взрыва. Сравнение измеренной первичной плотности дейтерия с величиной, предсказываемой из моделей Большого Взрыва, приводит к величине WВh3 = 0.019 ± 0.0012 или WВ ~ 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 mMACHO ~ 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 (Wm ~ 0.3) и ее барионной составляющей (WВ ~ 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 10–6эВ[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 Wm ~ 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 rgalo ~1/r2. Полагая, что преобладающую часть гало составляют WIMPs, например нейтралино с массой mc= 100 ГэВ, получаем rc ~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 mc = 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.

www.km.ru

Смотрите также

• 
  Реферат на тему тарас бульба
• 
  Реферат история развития банковского дела
• 
  Огюст конт основоположник социологии реферат
• 
  Реферат позиционирование и дифференцирование территории
• 
  Древние государства восточного средиземноморья реферат
• 
  История развития гигиены реферат кратко
• 
  3 класс реферат агния барто
• 
  Экологические катастрофы реферат по экологии
• 
  Реферат политическая элита современной россии
• 
  Реферат на тему размножение организмов
• 
  Песнь о вещем олеге реферат