Загадка скрытой массы сообщение
Обновлено: 30.06.2024
На пороге третьего тысячелетия астрономы все еще не могут дать точный ответ на вопрос: из чего состоит наша Вселенная?
Другой способ заключается в следующем. Многочисленные исследования показали, что массы скоплений галактик и отдельных звездных систем связаны с их светимостями. Чем выше светимость, тем больше масса. Поэтому считается, что измеряя светимости, можно довольно точно определять как массы отдельных галактик, так и их групп.
Вполне естественно было сопоставить полученные двумя способами результаты между собой. И не менее естественно было ожидать, что поскольку речь идет о массах одних и тех же космических объектов, то эти результаты совпадут.
В 1986 году астрофизик Пристонского университета в США Б. Пачински предложил применить для поиска МАСНО-объектов метод так называемых гравитационных линз.
Аксионы пытались обнаружить в Национальной лаборатории в Ливермоле в США в штате Калифорния с помощью супермощного магнита, но – безуспешно. Как полагают сами исследователи, для получения окончательного ответа относительно существования аксионов понадобится еще не меньше Шлет.
В числе дополнительных программ, осуществляемых с помощью этого инструмента, была программа исследования изменений, которые происходят на специально выбранном участке неба, равном 35 квадратным градусам, за различные промежутки времени от нескольких часов до многих лет. Руководителем этой программы был астроном Королевской Эдинбургской обсерватории в Шотландии Майк Хоукинс. В этой обсерватории были тщательно исследованы фотопластинки, полученные в Австралии. В результате удалось зафиксировать положения в пространстве, размеры и конфигурации примерно 200 тысяч галактик. Затем эти данные были сопоставлены друг с другом, что позволило получить представление о поведении каждого из наблюдавшихся объектов. И стало очевидно, что значительное число вариаций в их состоянии происходит лишь за достаточно длительные промежутки времени. За некоторыми из подобных объектов удалось проследить не только визуально, но и спектроскопически с помощью англо-австралийского телескопа с поперечником зеркала 3,9 метра. Фотографирование производилось на протяжении 17 лет с 1975 по 1992 год.
И уже в начале наблюдений стало ясно, что типичный период вариаций физического состояния изучаемых объектов составляет от 5 до 10 лет. Если кратковременные вариации продолжительностью менее одного года можно было объяснить нестабильностью тех или иных конкретных объектов, то для длительных вариаций подобное объяснение не подходило. Следовало искать какие-то иные причины этого явления.
Новая многообещающая идея возникла в результате совместного обсуждения упомянутой проблемы Майком Хоукинсом и специалистом по так называемым гравитационным линзам австралийкой Рэчел Вебстер. Физический эффект, на возможность которого они обратили внимание, был предсказан еще Эйнштейном. Согласно общей теории относительности, гравитационные поля должны оказывать влияние на ход световых лучей. Анализ показывает, что если на пути светового потока, идущего от какого-либо космического источника излучения, окажется компактный массивный объект, то его поле тяготения будет действовать подобно оптической линзе. В результате наблюдатель, находящийся на одной прямой линии с этими объектами, обнаружит значительное увеличение светимости источника, например, звезды или квазара.
Сопоставив имеющиеся в его распоряжении многочисленные фактические данные, М. Хоукинс пришел к заключению, что причиной многих вариаций светимости далеких квазаров могут быть именно гравитационные линзы. В частности, было замечено, что у близких квазаров вариации светимости практически не наблюдаются. Например, у самого близкого к нам квазара ЗС 273. Этот факт как раз и свидетельствует в пользу гипотезы гравитационных линз. В самом деле, для близких квазаров или других источников светового излучения, расположенных на сравнительно небольших расстояниях от Земли, пересечение луча зрения, соединяющего наблюдателя и наблюдаемый светящийся космический объект гравитационной линзой, представляет собой крайне редкое явление. Однако в тех случаях, когда объект находится на очень большом расстоянии от земного наблюдателя, вероятность того, что на луче зрения окажется гравитационная линза, значительно возрастает.
Поэтому логично предположить, что неожиданные усиления светимости близких источников, например звезд, вызваны в подавляющем большинстве случаев теми или иными физическими процессами на самой звезде – в частности, вспышками новых или сверхновых. Что же касается далеких квазаров, то их вариативность, по мнению Хоукинса, скорее всего объясняется наличием во Вселенной большого числа невидимых компактных массивных тел, играющих роль гравитационных линз, которые и составляют основную часть темной массы Вселенной.
Частицы-кандидаты темной материи. В настоящее время многие гипотезы темной материи (тусклые массивные объекты, модифицированная теория гравитации) отвергнуты наблюдениями, и главными кандидатами являются слабо взаимодействующие частицы.
В 1933 году американский астроном Фриц Цвикки исследовал скопление галактик Волосы Вероники. Цвикки выполнил оценку его массы, подсчитав примерное количество галактик в скоплении и количество звезд в галактике, и получил значение, составляющее примерно 10 13 масс Солнца. Он также решил проверить эту оценку другим способом, измерив скорости галактик: чем выше скорость, тем больше гравитационная сила, действующая на галактику, и тем больше общая масса скопления. Масса, рассчитанная Цвикки этим методом, оказалась равной 5х10 14 масс Солнца, то есть в 50 раз больше. Подобное расхождение на тот момент не было воспринято слишком серьезно, поскольку у астрономов было очень мало информации о межзвездной пыли, газе, карликовых звездах. Тогда считалось, что эта дополнительная масса может скрываться именно в них.
Гипотеза 1: межзвездная пыль и газ. В 1970 году Вера Рубин и Кент Форд изучали зависимость скорости звезд от их отдаленности от центра галактики Андромеда (так называемая кривая вращения). Так как основная часть звезд сконцентрирована вблизи центра галактики, логично предположить, что чем дальше звезда от центра, тем меньше должна быть гравитационная сила, действующая на нее, и тем меньше должна быть ее скорость. Однако оказалось, что для звезд на периферии такой закон не выполняется и кривая выходит на плато.
Поиск WIMP основан на том, что они хотя и очень слабо, но все же взаимодействуют с обычным веществом При столкновении с ядрами рабочего тела в детекторе могут излучаться фотоны (сцинтилляция), которые можно зарегистрировать с помощью фотоумножителей. Кроме того, вимпы могут ионизировать атомы рабочего тела, что тоже можно обнаружить. Эти два способа обычно комбинируют, чтобы отсеять шум — взаимодействия с другими частицами, космическими лучами и т. п. и выделить только события, напоминающие столкновения с частицами темной материи. В качестве рабочего тела обычно используют жидкий ксенон. Попытка обнаружить слабо взаимодействующие массивные частицы (WIMP) в эксперименте LUX с помощью бассейна, заполненного 400 кг жидкого ксенона, не увенчалась успехом, но сейчас идет подготовка нового эксперимента DARWIN. В нем для детектирования WIMP будет использовано 25 т ксенона.
Это означало, что основная масса, которая влияет на вращение звезд, не просто скрыта, но и распределена вплоть до периферии или еще дальше. Позже подобные кривые были прорисованы для различных галактик с абсолютно тем же результатом. Для многих эллиптических галактик эти кривые не только не спадали, но и возрастали. Получается, что большая часть массы (в среднем более 90%) заключена не в звездах, и эта скрытая масса распределена далеко за областью галактического диска в виде сферического гало.
Межзвездная пыль и газовые облака теперь уже никак не могли объяснить наличие скрытой массы: частицы пыли или молекулы газа из-за взаимодействия друг с другом, трения и излучения теряли бы энергию и постепенно перетекали бы с периферии в центр. Поэтому гипотезу газопылевой природы пришлось отбросить.
Гипотеза 2: слабо излучающие астрофизические объекты. Следующая простая и очевидная гипотеза предполагала, что скрытая масса может быть заключена в каких-нибудь астрофизических объектах (MACHO — MAssive Compact Halo Object), таких как белые, красные или коричневые карлики, нейтронные звезды, черные дыры или даже массивные планеты типа Юпитера. Из-за малых размеров и слабой светимости эти объекты не видны в телескоп, и, вполне возможно, их так много, что они и обеспечивают наличие этой скрытой массы.
Но если они не видны в телескоп, как же можно их обнаружить? Когда слабосветящийся массивный объект (MACHO) оказывается между земным наблюдателем и ярким видимым объектом, он работает как гравитационная линза, и наблюдаемый объект становится ярче. Это явление называется гравитационным микролинзированием. Наличие MACHO должно было бы привести к огромному количеству событий микролинзирования. Однако наблюдения с телескопа Hubble показали, что таких событий очень мало и если такие объекты существуют, то их масса составляет меньше 20% от массы галактик, но никак не 95%.
Более того, наблюдения космического реликтового фона позволяют довольно точно оценить число барионов (протонов и нейтронов), которые могли родиться в ранней Вселенной в период нуклеосинтеза. Полученные оценки позволяют утверждать, что видимая нами барионная материя (звезды, газ, пылевые облака) — это большая часть всей барионной материи в нашей Вселенной. Поэтому скрытая масса не может состоять из барионов.
Гипотеза 3: модифицированная гравитация. А что если никакой скрытой массы вовсе нет? Это вполне возможно, если, например, теория гравитации, которую мы применяем, на таких масштабах неверна.
Чем больше гравитационная сила, действующая на объект (в данном случае галактику или отдельную звезду), тем больше ее ускорение (известный всем со времен школы второй закон Ньютона) и, соответственно, скорость, так как центростремительное ускорение пропорционально квадрату скорости. А если подкорректировать закон Ньютона? В 1983 году израильским физиком Мордехаем Милгромом была предложена гипотеза MOND (MOdified Newtonian Dynamics), в которой закон Ньютона несколько корректировался для случая, когда ускорения достаточно малы (10 -8 см/с 2 ). Такой подход хорошо объяснял кривые вращения, полученные Рубин и Фордом, и возрастающие кривые вращения для эллиптических галактик. Однако в скоплениях, где ускорения галактик куда больше ускорения единичных звезд, MOND не вносил никаких поправок для темной материи, и вопрос оставался открытым.
Кривая вращения галактики - это график зависимости орбитальной скорости звезд и газа в галактике от расстояния до ее центра. Наблюдения показывают, что по мере удаления от центра график выходит на плато.
Таким образом, из многочисленных гипотез, не противоречащих эксперименту, остается только одна возможная, хотя и экзотическая: темная материя — это какие-то частицы небарионной природы. Таких кандидатов в теории существует очень много, однако их подразделяют на две основные группы — холодная и горячая темная материя.
Гипотеза 4: горячая темная материя. Горячая темная материя — это легкие частицы, движущиеся со скоростями, близкими к скорости света. Наиболее очевидный кандидат на эту роль — самое обычное нейтрино. Эти частицы имеют очень малые массы (раньше считалось, что масса равна нулю), рождаются в недрах звезд и областях звездообразования при различных термоядерных процессах и почти не взаимодействуют с барионным веществом. Однако при том количестве нейтрино, которое есть у нас во Вселенной, для объяснения с их помощью темной материи необходимо, чтобы их масса была около 10 эВ. Но экспериментальные данные показывают, что масса нейтрино не превышает долей одного электронвольта, что в сотни раз меньше, так что этот вариант, по-видимому, отпадает. Еще один вероятный кандидат на звание темной материи — так называемые стерильные нейтрино, гипотетический массивный четвертый вариант нейтрино, не принимающий участия в слабом взаимодействии. Однако такие частицы в экспериментах пока не обнаружены, и факт их существования все еще находится под вопросом.
Космологические наблюдения последних лет показывают, что горячая темная материя (если она существует) может составлять не более 10% от всей темной материи. Дело в том, что различные типы темной материи предполагают различные сценарии формирования галактик. В сценарии горячей темной материи (top-down, сверху вниз) в результате эволюции сперва формируются большие области, наполненные веществом, которые затем схлопываются в отдельные мелкие скопления и в итоге превращаются в галактики. В сценарии холодной темной материи (bottom-up, снизу вверх) сперва формируются мелкие карликовые галактики и скопления, которые затем образуют более крупные структуры. Наблюдения и компьютерное моделирование показывают, что в нашей Вселенной реализуется именно этот сценарий, что указывает на явное доминирование холодной темной материи.
В 1933 году американский астроном Фриц Цвикки исследовал скопление галактик Волосы Вероники. Цвикки выполнил оценку его массы, подсчитав примерное количество галактик в скоплении и количество звезд в галактике, и получил значение, составляющее примерно 10 13 масс Солнца. Он также решил проверить эту оценку другим способом, измерив скорости галактик: чем выше скорость, тем больше гравитационная сила, действующая на галактику, и тем больше общая масса скопления. Масса, рассчитанная Цвикки этим методом, оказалась равной 5×10 14 масс Солнца, то есть в 50 раз больше. Подобное расхождение на тот момент не было воспринято слишком серьезно, поскольку у астрономов было очень мало информации о межзвездной пыли, газе, карликовых звездах. Тогда считалось, что эта дополнительная масса может скрываться именно в них.
Гипотеза 1: межзвездная пыль и газ
В 1970 году Вера Рубин и Кент Форд изучали зависимость скорости звезд от их отдаленности от центра галактики Андромеда (так называемая кривая вращения). Так как основная часть звезд сконцентрирована вблизи центра галактики, логично предположить, что чем дальше звезда от центра, тем меньше должна быть гравитационная сила, действующая на нее, и тем меньше должна быть ее скорость. Однако оказалось, что для звезд на периферии такой закон не выполняется и кривая выходит на плато.
Кривая вращения галактики — это график зависимости орбитальной скорости звезд и газа в галактике от расстояния до ее центра. Наблюдения показывают, что по мере удаления от центра график выходит на плато
Это означало, что основная масса, которая влияет на вращение звезд, не просто скрыта, но и распределена вплоть до периферии или еще дальше. Позже подобные кривые были прорисованы для различных галактик с абсолютно тем же результатом. Для многих эллиптических галактик эти кривые не только не спадали, но и возрастали. Получается, что большая часть массы (в среднем более 90%) заключена не в звездах, и эта скрытая масса распределена далеко за областью галактического диска в виде сферического гало.
Межзвездная пыль и газовые облака теперь уже никак не могли объяснить наличие скрытой массы: частицы пыли или молекулы газа из-за взаимодействия друг с другом, трения и излучения теряли бы энергию и постепенно перетекали бы с периферии в центр. Поэтому гипотезу газопылевой природы пришлось отбросить.
Гипотеза 2: слабо излучающие астрофизические объекты
Следующая простая и очевидная гипотеза предполагала, что скрытая масса может быть заключена в каких-нибудь астрофизических объектах (MACHO — MAssive Compact Halo Object), таких как белые, красные или коричневые карлики, нейтронные звезды, черные дыры или даже массивные планеты типа Юпитера. Из-за малых размеров и слабой светимости эти объекты не видны в телескоп, и, вполне возможно, их так много, что они и обеспечивают наличие этой скрытой массы.
Но если они не видны в телескоп, как же можно их обнаружить? Когда слабосветящийся массивный объект (MACHO) оказывается между земным наблюдателем и ярким видимым объектом, он работает как гравитационная линза, и наблюдаемый объект становится ярче. Это явление называется гравитационным микролинзированием. Наличие MACHO должно было бы привести к огромному количеству событий микролинзирования. Однако наблюдения с телескопа Hubble показали, что таких событий очень мало и если такие объекты существуют, то их масса составляет меньше 20% от массы галактик, но никак не 95%.
Более того, наблюдения космического реликтового фона позволяют довольно точно оценить число барионов (протонов и нейтронов), которые могли родиться в ранней Вселенной в период нуклеосинтеза. Полученные оценки позволяют утверждать, что видимая нами барионная материя (звезды, газ, пылевые облака) — это большая часть всей барионной материи в нашей Вселенной. Поэтому скрытая масса не может состоять из барионов.
Гипотеза 3: модифицированная гравитация
А что если никакой скрытой массы вовсе нет? Это вполне возможно, если, например, теория гравитации, которую мы применяем, на таких масштабах неверна.
Чем больше гравитационная сила, действующая на объект (в данном случае галактику или отдельную звезду), тем больше ее ускорение (известный всем со времен школы второй закон Ньютона) и, соответственно, скорость, так как центростремительное ускорение пропорционально квадрату скорости. А если подкорректировать закон Ньютона? В 1983 году израильским физиком Мордехаем Милгромом была предложена гипотеза MOND (MOdified Newtonian Dynamics), в которой закон Ньютона несколько корректировался для случая, когда ускорения достаточно малы (10 −8 см/с 2 ). Такой подход хорошо объяснял кривые вращения, полученные Рубин и Фордом, и возрастающие кривые вращения для эллиптических галактик. Однако в скоплениях, где ускорения галактик куда больше ускорения единичных звезд, MOND не вносил никаких поправок для темной материи, и вопрос оставался открытым.
Таким образом, из многочисленных гипотез, не противоречащих эксперименту, остается только одна возможная, хотя и экзотическая: темная материя — это какие-то частицы небарионной природы. Таких кандидатов в теории существует очень много, однако их подразделяют на две основные группы — холодная и горячая темная материя.
Частицы-кандидаты темной материи. В настоящее время многие гипотезы темной материи (тусклые массивные объекты, модифицированная теория гравитации) отвергнуты наблюдениями, и главными кандидатами являются слабо взаимодействующие частицы
Гипотеза 4: горячая темная материя
Горячая темная материя — это легкие частицы, движущиеся со скоростями, близкими к скорости света. Наиболее очевидный кандидат на эту роль — самое обычное нейтрино. Эти частицы имеют очень малые массы (раньше считалось, что масса равна нулю), рождаются в недрах звезд и областях звездообразования при различных термоядерных процессах и почти не взаимодействуют с барионным веществом. Однако при том количестве нейтрино, которое есть у нас во Вселенной, для объяснения с их помощью темной материи необходимо, чтобы их масса была около 10 эВ. Но экспериментальные данные показывают, что масса нейтрино не превышает долей одного электронвольта, что в сотни раз меньше, так что этот вариант, по-видимому, отпадает. Еще один вероятный кандидат на звание темной материи — так называемые стерильные нейтрино, гипотетический массивный четвертый вариант нейтрино, не принимающий участия в слабом взаимодействии. Однако такие частицы в экспериментах пока не обнаружены, и факт их существования все еще находится под вопросом.
Космологические наблюдения последних лет показывают, что горячая темная материя (если она существует) может составлять не более 10% от всей темной материи. Дело в том, что различные типы темной материи предполагают различные сценарии формирования галактик. В сценарии горячей темной материи (top-down, сверху вниз) в результате эволюции сперва формируются большие области, наполненные веществом, которые затем схлопываются в отдельные мелкие скопления и в итоге превращаются в галактики. В сценарии холодной темной материи (bottom-up, снизу вверх) сперва формируются мелкие карликовые галактики и скопления, которые затем образуют более крупные структуры. Наблюдения и компьютерное моделирование показывают, что в нашей Вселенной реализуется именно этот сценарий, что указывает на явное доминирование холодной темной материи.
Гипотеза 5: холодная темная материя
Гипотеза холодной темной материи на сегодняшний день считается самой вероятной. Гипотетические частицы холодной темной материи — медленные (нерелятивистские), они очень слабо взаимодействуют друг с другом и с обычной материей и не излучают фотонов. Они подразделяются на слабо взаимодействующие массивные частицы (WIMP — weakly interacting massive particles) и слабо взаимодействующие легкие частицы (WISP — weakly interacting slim particles).
Вимпы в ксеноне
Поиск WIMP основан на том, что они хотя и очень слабо, но все же взаимодействуют с обычным веществом
При столкновении с ядрами рабочего тела в детекторе могут излучаться фотоны (сцинтилляция), которые можно зарегистрировать с помощью фотоумножителей. Кроме того, вимпы могут ионизировать атомы рабочего тела, что тоже можно обнаружить. Эти два способа обычно комбинируют, чтобы отсеять шум — взаимодействия с другими частицами, космическими лучами и т. п. — и выделить только события, напоминающие столкновения с частицами темной материи. В качестве рабочего тела обычно используют жидкий ксенон. Попытка обнаружить слабо взаимодействующие массивные частицы (WIMP) в эксперименте LUX с помощью бассейна, заполненного 400 кг жидкого ксенона, не увенчалась успехом, но сейчас идет подготовка нового эксперимента DARWIN.
В нем для детектирования WIMP будет использовано 25 т ксенона.
Основной кандидат из группы WISP — аксион, возникающий в теории сильного взаимодействия и имеющий очень малую массу. Эта очень легкая (миллионные доли электронвольта) стабильная и электрически нейтральная частица способна в очень сильных магнитных полях превращаться в фотон-фотонную пару, что дает намек на то, как можно попытаться ее обнаружить в эксперименте.
Не замечать препятствий
В 2007 году в немецкой ускорительной лаборатории DESY начался трехлетний эксперимент Any Light Particle Search, ALPS-I, а три года назад был запущен эксперимент ALPS-IIа, продолжение которого (ALPS-IIc) намечено на ближайшие годы. Эксперимент ADMX (Axion Dark Matter eXperiment) и его нынешнее продолжение ADMX-HF (High Frequency) в Центре экспериментальной ядерной физики и астрофизики (CENPA) в Университете штата Вашингтон также используют сильное магнитное поле сверхпроводящего магнита, в котором аксионы должны превращаться в фотоны.
Впрочем, несмотря на многочисленные попытки, пока что обнаружить WIMP, аксионы или стерильные нейтрино не удалось. Однако отрицательный результат в науке — тоже важный результат, так как он позволяет отсеять те или иные параметры частиц, например, ограничить диапазон возможных масс. Из года в год все новые и новые наблюдения и эксперименты в ускорителях дают новые, более строгие ограничения на массу и другие параметры частиц темной материи. Таким образом, откинув все невозможные варианты и сузив круг поисков, мы становимся все ближе к пониманию того, из чего же все-таки состоит 95% материи в нашей Вселенной.
В 1933 году американский астроном Фриц Цвикки исследовал скопление галактик Волосы Вероники. Цвикки выполнил оценку его массы, подсчитав примерное количество галактик в скоплении и количество звезд в галактике, и получил значение, составляющее примерно 1013 масс Солнца. Он также решил проверить эту оценку другим способом, измерив скорости галактик: чем выше скорость, тем больше гравитационная сила, действующая на галактику, и тем больше общая масса скопления. Масса, рассчитанная Цвикки этим методом, оказалась равной 5×1014 масс Солнца, то есть в 50 раз больше. Подобное расхождение на тот момент не было воспринято слишком серьезно, поскольку у астрономов было очень мало информации о межзвездной пыли, газе, карликовых звездах. Тогда считалось, что эта дополнительная масса может скрываться именно в них.
Гипотеза 1: межзвездная пыль и газ
В 1970 году Вера Рубин и Кент Форд изучали зависимость скорости звезд от их отдаленности от центра галактики Андромеда (так называемая кривая вращения). Так как основная часть звезд сконцентрирована вблизи центра галактики, логично предположить, что чем дальше звезда от центра, тем меньше должна быть гравитационная сила, действующая на нее, и тем меньше должна быть ее скорость. Однако оказалось, что для звезд на периферии такой закон не выполняется и кривая выходит на плато.
Кривая вращения галактики — это график зависимости орбитальной скорости звезд и газа в галактике от расстояния до ее центра. Наблюдения показывают, что по мере удаления от центра график выходит на плато
Это означало, что основная масса, которая влияет на вращение звезд, не просто скрыта, но и распределена вплоть до периферии или еще дальше. Позже подобные кривые были прорисованы для различных галактик с абсолютно тем же результатом. Для многих эллиптических галактик эти кривые не только не спадали, но и возрастали. Получается, что большая часть массы (в среднем более 90%) заключена не в звездах, и эта скрытая масса распределена далеко за областью галактического диска в виде сферического гало.
Межзвездная пыль и газовые облака теперь уже никак не могли объяснить наличие скрытой массы: частицы пыли или молекулы газа из-за взаимодействия друг с другом, трения и излучения теряли бы энергию и постепенно перетекали бы с периферии в центр. Поэтому гипотезу газопылевой природы пришлось отбросить.
Гипотеза 2: слабо излучающие астрофизические объекты
Следующая простая и очевидная гипотеза предполагала, что скрытая масса может быть заключена в каких-нибудь астрофизических объектах (MACHO — MAssive Compact Halo Object), таких как белые, красные или коричневые карлики, нейтронные звезды, черные дыры или даже массивные планеты типа Юпитера. Из-за малых размеров и слабой светимости эти объекты не видны в телескоп, и, вполне возможно, их так много, что они и обеспечивают наличие этой скрытой массы.
Но если они не видны в телескоп, как же можно их обнаружить? Когда слабосветящийся массивный объект (MACHO) оказывается между земным наблюдателем и ярким видимым объектом, он работает как гравитационная линза, и наблюдаемый объект становится ярче. Это явление называется гравитационным микролинзированием. Наличие MACHO должно было бы привести к огромному количеству событий микролинзирования. Однако наблюдения с телескопа Hubble показали, что таких событий очень мало и если такие объекты существуют, то их масса составляет меньше 20% от массы галактик, но никак не 95%.
Более того, наблюдения космического реликтового фона позволяют довольно точно оценить число барионов (протонов и нейтронов), которые могли родиться в ранней Вселенной в период нуклеосинтеза. Полученные оценки позволяют утверждать, что видимая нами барионная материя (звезды, газ, пылевые облака) — это большая часть всей барионной материи в нашей Вселенной. Поэтому скрытая масса не может состоять из барионов.
Гипотеза 3: модифицированная гравитация
А что если никакой скрытой массы вовсе нет? Это вполне возможно, если, например, теория гравитации, которую мы применяем, на таких масштабах неверна.
Чем больше гравитационная сила, действующая на объект (в данном случае галактику или отдельную звезду), тем больше ее ускорение (известный всем со времен школы второй закон Ньютона) и, соответственно, скорость, так как центростремительное ускорение пропорционально квадрату скорости. А если подкорректировать закон Ньютона? В 1983 году израильским физиком Мордехаем Милгромом была предложена гипотеза MOND (MOdified Newtonian Dynamics), в которой закон Ньютона несколько корректировался для случая, когда ускорения достаточно малы (10 −8 см/с 2 ). Такой подход хорошо объяснял кривые вращения, полученные Рубин и Фордом, и возрастающие кривые вращения для эллиптических галактик. Однако в скоплениях, где ускорения галактик куда больше ускорения единичных звезд, MOND не вносил никаких поправок для темной материи, и вопрос оставался открытым.
Таким образом, из многочисленных гипотез, не противоречащих эксперименту, остается только одна возможная, хотя и экзотическая: темная материя — это какие-то частицы небарионной природы. Таких кандидатов в теории существует очень много, однако их подразделяют на две основные группы — холодная и горячая темная материя.
Частицы-кандидаты темной материи. В настоящее время многие гипотезы темной материи (тусклые массивные объекты, модифицированная теория гравитации) отвергнуты наблюдениями, и главными кандидатами являются слабо взаимодействующие частицы
Гипотеза 4: горячая темная материя
Горячая темная материя — это легкие частицы, движущиеся со скоростями, близкими к скорости света. Наиболее очевидный кандидат на эту роль — самое обычное нейтрино. Эти частицы имеют очень малые массы (раньше считалось, что масса равна нулю), рождаются в недрах звезд и областях звездообразования при различных термоядерных процессах и почти не взаимодействуют с барионным веществом. Однако при том количестве нейтрино, которое есть у нас во Вселенной, для объяснения с их помощью темной материи необходимо, чтобы их масса была около 10 эВ. Но экспериментальные данные показывают, что масса нейтрино не превышает долей одного электронвольта, что в сотни раз меньше, так что этот вариант, по-видимому, отпадает. Еще один вероятный кандидат на звание темной материи — так называемые стерильные нейтрино, гипотетический массивный четвертый вариант нейтрино, не принимающий участия в слабом взаимодействии. Однако такие частицы в экспериментах пока не обнаружены, и факт их существования все еще находится под вопросом.
Космологические наблюдения последних лет показывают, что горячая темная материя (если она существует) может составлять не более 10% от всей темной материи. Дело в том, что различные типы темной материи предполагают различные сценарии формирования галактик. В сценарии горячей темной материи (top-down, сверху вниз) в результате эволюции сперва формируются большие области, наполненные веществом, которые затем схлопываются в отдельные мелкие скопления и в итоге превращаются в галактики. В сценарии холодной темной материи (bottom-up, снизу вверх) сперва формируются мелкие карликовые галактики и скопления, которые затем образуют более крупные структуры. Наблюдения и компьютерное моделирование показывают, что в нашей Вселенной реализуется именно этот сценарий, что указывает на явное доминирование холодной темной материи.
Гипотеза 5: холодная темная материя
Гипотеза холодной темной материи на сегодняшний день считается самой вероятной. Гипотетические частицы холодной темной материи — медленные (нерелятивистские), они очень слабо взаимодействуют друг с другом и с обычной материей и не излучают фотонов. Они подразделяются на слабо взаимодействующие массивные частицы (WIMP — weakly interacting massive particles) и слабо взаимодействующие легкие частицы (WISP — weakly interacting slim particles).
Поиск WIMP основан на том, что они хотя и очень слабо, но все же взаимодействуют с обычным веществом
При столкновении с ядрами рабочего тела в детекторе могут излучаться фотоны (сцинтилляция), которые можно зарегистрировать с помощью фотоумножителей. Кроме того, вимпы могут ионизировать атомы рабочего тела, что тоже можно обнаружить. Эти два способа обычно комбинируют, чтобы отсеять шум — взаимодействия с другими частицами, космическими лучами и т. п. — и выделить только события, напоминающие столкновения с частицами темной материи. В качестве рабочего тела обычно используют жидкий ксенон. Попытка обнаружить слабо взаимодействующие массивные частицы (WIMP) в эксперименте LUX с помощью бассейна, заполненного 400 кг жидкого ксенона, не увенчалась успехом, но сейчас идет подготовка нового эксперимента DARWIN.
В нем для детектирования WIMP будет использовано 25 т ксенона.
Основной кандидат из группы WISP — аксион, возникающий в теории сильного взаимодействия и имеющий очень малую массу. Эта очень легкая (миллионные доли электронвольта) стабильная и электрически нейтральная частица способна в очень сильных магнитных полях превращаться в фотон-фотонную пару, что дает намек на то, как можно попытаться ее обнаружить в эксперименте.
Не замечать препятствий
В 2007 году в немецкой ускорительной лаборатории DESY начался трехлетний эксперимент Any Light Particle Search, ALPS-I, а три года назад был запущен эксперимент ALPS-IIа, продолжение которого (ALPS-IIc) намечено на ближайшие годы. Эксперимент ADMX (Axion Dark Matter eXperiment) и его нынешнее продолжение ADMX-HF (High Frequency) в Центре экспериментальной ядерной физики и астрофизики (CENPA) в Университете штата Вашингтон также используют сильное магнитное поле сверхпроводящего магнита, в котором аксионы должны превращаться в фотоны.
Впрочем, несмотря на многочисленные попытки, пока что обнаружить WIMP, аксионы или стерильные нейтрино не удалось. Однако отрицательный результат в науке — тоже важный результат, так как он позволяет отсеять те или иные параметры частиц, например, ограничить диапазон возможных масс. Из года в год все новые и новые наблюдения и эксперименты в ускорителях дают новые, более строгие ограничения на массу и другие параметры частиц темной материи. Таким образом, откинув все невозможные варианты и сузив круг поисков, мы становимся все ближе к пониманию того, из чего же все-таки состоит 95% материи в нашей Вселенной.
Читайте также: