Тёмная материя, или Из чего состоит Вселенная

откуда она берется, и какие у нас наблюдения есть, и что мы про нее думаем, и какие эксперименты ставим

Мы наблюдаем Вселенную в её разнообразии через множество разных инструментов: оптические, гамма- и радиотелескопы, на Земле и в космосе, детекторы гравитационных волн, нейтрино и космических частиц. Мы видим свет от голубых гигантов и жёлтых карликов, нейтронных звёзд и далёких галактик; ловим всплески гамма- и радиоизлучения от пульсаров и квазаров; наблюдаем за аккрецией материи на сверхмассивные чёрные дыры и ловим гравитационные волны от слияния чёрных дыр с меньшими массами; видим далёкие галактики и скопления галактик. И при всем этом разнообразии мы наблюдаем всего 20% от всей материи (под материей мы понимаем содержимое Вселенной, обладающее массой и занимающее некоторый объём) во Вселенной (рис. 1). Вся остальная материя недоступна прямому наблюдению: она не излучает свет и вообще никак не взаимодействует с электромагнитным излучением. Она называется тёмной материей. Тёмная материя не видна напрямую, но мы видим её проявления во множестве разных наблюдений.

Рис.1. Массовые доли тёмной и видимой материи

Вообще говоря, когда мы называем какие-то вещи или явления, обычно мы подразумеваем, что нам известно, о чём идёт речь. Но в данном случае мы можем только догадываться о процессах, приводящих к наблюдаемым эффектам. Поэтому мы используем термин «тёмная материя» для описания пробела в наших знаниях, а не конкретного эффекта. Другими словами, не воспринимайте термин «тёмная материя» буквально. Не случайно в английском «dark matter» можно перевести ещё и примерно как «тёмные делишки». Вселенная творит свои «тёмные делишки», которые пока ставят учёных в тупик.

В 2023 году, спустя почти сто лет после открытия первых признаков существования тёмной материи, мы всё ещё не знаем, что это такое, и, честно говоря, не уверены, материя ли это вообще (или, например, законы физики отличаются от известных нам). Но мы точно знаем, что нечто управляет эволюцией Вселенной на больших масштабах, и это нечто пока не вписывается в наши теории. Давайте обсудим наблюдения, которые вынуждают нас говорить о существовании тёмной материи.

Наблюдаемые эффекты тёмной материи

Что значит «тёмная»

Начнём с того, что определим, что же мы понимаем под самим термином. Всё вещество, которое мы можем наблюдать, взаимодействует с другим веществом или само с собой. Скажем, искусственный спутник DART врезается в астероид в специальной миссии НАСА в 2022 году. Во-первых, молекулы спутника взаимодействуют с молекулами астероида. Во-вторых, происходит химическая реакция—взрыв. В-третьих, мы наблюдаем за столкновением с помощью камер на спутнике. В-четвёртых, мы видим момент столкновения в телескоп. Все эти эффекты — проявление электромагнитного взаимодействия. Тёмная же материя ему не подвержена, а потому не взаимодействует с обычным веществом, не создаёт химических связей и не излучает света. Хотя её в 5 раз больше, чем обычного вещества, она проходит сквозь нас с вами, стол и экран компьютера, с которого вы читаете этот текст, не оставляя никаких следов. Вы не можете её потрогать, даже если перед вами будет гигантское скопление тёмной материи. Ваша рука просто пройдёт насквозь (а тёмная материя—сквозь руку). Более того, тёмная материя не взаимодействует и сама с собой. Единственная сила, которая связывает обычную и тёмную материю,—сила гравитации. Тёмная материя обладает массой и подчиняется всем законам теории гравитации. Именно через гравитацию она проявляет себя во Вселенной.

Прежде чем мы поговорим про собственно тёмную материю, стоит вспомнить, как именно работает гравитация. Из школьной физики вы знаете, что массивные тела притягиваются друг к другу. Но более точно закон всемирного тяготения описывается в общей теории относительности, согласно которой свет тоже притягивается к массивным телам, хотя и не обладает массой. Например, фотоны, из которых состоит луч света, не обладают массой, но всё равно притягиваются к звёздам. Так что при распространении свет может отклоняться от прямой, когда проходит мимо массивных объектов. Этот эффект называется гравитационным линзированием, и о нём мы поговорим чуть позже.

Ньютоновская гравитация и общая теория относительности

Исаак Ньютон открыл закон всемирного тяготения в 1687 году. Этот закон утверждает, что любые два тела, обладающие массой, будут притягиваться друг к другу. Чем больше их массы и чем меньше расстояние между объектами, тем сильнее притяжение. Ньютоновская гравитация прекрасно описывала все наблюдения за движением планет того времени. Гравитация в этой теории действовала мгновенно: любое изменение положения или массы одного тела моментально действовало на второе тело, вне зависимости от расстояния между ними. Создание специальной теории относительности (СТО) поставило ньютоновскую гравитацию в сложное положение. В СТО никакое взаимодействие не может распространяться быстрее скорости света. У ньютоновской гравитации были и другие проблемы, например, наблюдения за движением Меркурия, произведённые в середине 19 века, плохо описывались законом всемирного тяготения. В 1915 году Эйнштейн представил общую теорию относительности (ОТО), которая полностью меняла наш взгляд на природу гравитации. Согласно этой теории, гравитация—это не отдельная сила, а искривление самого пространства-времени, в котором движутся тела. Когда искривления нет, их кратчайший путь между двумя точками проходит по прямой. Когда искривление есть, этот кратчайший путь отклоняется от прямой. Это искривление возникает под действием любой массы или энергии (рис. 2). То есть любая масса притягивает не только любую массу, но и энергию. Поэтому, фотоны, из которых состоит луч света, не обладают массой, но всё равно могут притягиваться другими телами (что мы наблюдаем как эффект гравитационного линзирования). Более того, излучение тоже способно создавать поля тяготения, влияющие на движение других тел. ОТО позволила объяснить не только аномальное движение Меркурия, но и многие другие наблюдения, а также предсказала совершенно новые явления: от расширения Вселенной до чёрных дыр. Она заложила фундамент для всей современной астрофизики.

Рис.2. Искажение формы галактик из-за гравитационной линзы делает снимок похожим на смайлик—так его и называют. Свет от далёких галактик искривляется при прохождении мимо скопления галактик—двух ярких галактик—«глаза смайлика»

Теперь мы можем наконец обсудить, какие же наблюдения заставляют учёных сомневаться в полноте наших представлений о Вселенной.

Кривые вращения галактик

Спиральные галактики бывают разных форм и размеров, но в целом их структура более или менее одинакова: в центре—чёрная дыра, вокруг—сферическое ядро и балдж, а дальше—диск. Диск может быть со многими рукавами или нет, толще или тоньше, но он обладает меньшей плотностью звёзд, чем центральная часть галактики (рис. 3).

Рис.3. Структура типичной спиральной галактики

Давайте посчитаем, с какой скоростью вращаются звёзды в галактике. Посмотрим на звезду массой m, которая находится на расстоянии R от центра галактики. На неё действует сила притяжения:

где M(R)—масса всех звёзд внутри радиуса R, а m—масса самой звезды. Она испытывает ускорение

Мы ожидаем, что под действием силы тяготения звезда должна двигаться равномерно по окружности радиуса R со скоростью:

Какую же мы ожидаем зависимость скорости звёзд от расстояния? В центре галактики (R < R_1 , рис. 4) масса М(R) внутри радиуса R растёт пропорционально кубу расстояния (если плотность предположить постоянной): M ~ R³. Тогда в центре галактики мы ожидаем, что скорость будет также расти с расстоянием: v ~ R. Таким образом, чем дальше от центра, тем быстрее вращаются звёзды.

Рис.4. Иллюстрация к расчёту скоростей движения звёзд в галактике. В первом случае радиус R1 находится внутри центральной части галактики. Большое количество массы находится вне этого радиуса. По мере увеличения радиуса все больше и больше массы попадает внутрь этого радиуса. Радиус R2 включает в себя большую часть звёзд галактики. Основная масса галактики оказывается внутри этого радиуса, и с ростом его она почти не меняется

Вдалеке от ядра (R > R_2) масса внутри радиуса R перестаёт меняться (Рис. 4): плотность звёзд снижается, так что вся основная сила притяжения оказывается вызвана массой ядра. То есть в этих областях M ~ const и скорость звёзд падает с расстоянием:

Из простых расчетов выше мы получили зависимость скорости вращения звёзд в галактике от расстояния до её центра. Мы ожидаем, что внутри ядра скорость растёт при удалении от центра, а в рукавах—падает. Но это совсем не то, что мы наблюдаем, когда измеряем движение звёзд в галактиках (рис. 5). Учёные изучили движение звёзд в сотнях галактик, и все они ведут себя одинаково: в ядре скорость звёзд увеличивается с расстоянием, но потом перестаёт расти и остаётся постоянной!

Рис.5. Рассчитанная нами скорость вращения галактики (синяя линия) и наблюдаемая на самом деле (белая линия), в зависимости от расстояния от центра галактики

Давайте посчитаем, как должна быть распределена масса галактики, чтобы удовлетворять наблюдениям. Мы знаем, что

Первая космическая скорость — прим. ред.

Можно записать это иначе:

Наблюдения говорят нам, что скорость вращения вдали от ядра галактики остаётся постоянной, а значит, M ~ R. Смотрите, с помощью двух простых законов мы смогли выдвинуть гипотезу о динамике вращения галактики, а потом, когда она не подтвердилась, выдвинуть новую—о распределении массы в галактике! Примерно так и работает наука: в постоянном диалоге между нашими моделями и наблюдениями за Вселенной.

Оказывается, при удалении от центра галактики масса внутри радиуса R продолжает расти, хотя мы точно знаем, что звёзд в этих областях почти нет! Что же тут происходит? Мы вынуждены сделать вывод, что в этих областях есть какой-то другой, невидимый для нас, носитель массы, который влияет на вращение галактик. Учёные назвали этот источник тёмной материей.

Получается, что каждая галактика окружена огромным гало из тёмной материи, и она составляет до 90% от массы галактики (рис. 6).

Рис.6. Гало из тёмной материи окружает всю галактику

Это не единственное проявление гравитации от тёмной материи. Давайте посмотрим на другие.

Гравитационное линзирование

Помните, что гравитация влияет не только на материю: звёзды, планеты, межпланетный газ,—но и на свет? Когда луч света проходит мимо звезды, он немного отклоняется от прямой. В итоге мы наблюдаем звезду не там, где она есть на самом деле. Более того, мы можем наблюдать несколько изображений одной и той же звезды (рис. 7).

Рис. 7. Пример гравитационной линзы: на пути света от далёкой галактики находится другая галактика, которая не даёт ему пройти по прямой к телескопу. Но из-за гравитации ближней галактики свет огибает её и попадает в телескоп. Нам кажется, что свет пришёл по прямой из другой части небосвода. Мы можем видеть несколько копий одного изображения

Этот эффект называется гравитационным линзированием. Чем массивнее центральный объект, на котором происходит линзирование, тем сильнее искривляется путь света. Иногда гравитационная линза приводит к очень странным изображениям (Рис. 8).

Рис.8. Галактика в центре изображения создаёт гравитационную линзу, и мы видим четыре копии изображения далёкого квазара, который расположен за галактикой в центре. Такое изображение четырёх копий объекта называется «крест Эйнштейна»

Анализ изображений с гравитационными линзами очень сложен, но он позволяет определить массу объектов, искривляющих путь света. Учёные наблюдают за очень далёкими галактиками и скоплениями галактик и определяют их массу исходя из гравитационных линз, создаваемых этими галактиками. Исследователи могут также оценить общую массу наблюдаемой материи в этих скоплениях, измеряя излучаемый ими свет. Для разных источников спектр и мощность излучения будет разным: звёзды излучают в видимом диапазоне, а межгалактический газ — в рентгеновском. У учёных есть точные модели того, как связан наблюдаемый свет с массой источника. Сравнивая две массы—полученную из гравитационных линз и из измерений светового потока,—учёные видят ту же картину: наблюдаемая материя составляет всего лишь около 15% всей массы.

Скопление галактик «Пуля»

Один из самых известных наблюдаемых эффектов тёмной материи—скопление галактик «Пуля» (рис. 9).

Рис.9. Галактическое скопление «Пуля». Галактики видны как жёлтые шары разных размеров. Красным цветом показан наблюдаемый межгалактический газ и другое обычное вещество. Синим показано распределение массы, полученное по результатам наблюдений эффектов гравитационного линзирования

Когда-то давно два галактических скопления столкнулись, а теперь их остатки разлетаются друг от друга. Но не целиком: в процессе столкновения часть межгалактического газа в одном скоплении столкнулась с частью газа в другом скоплении, и они вместе практически остановились или замедлились. Это хорошо видно на Рис.9, где красным цветом показано распределение обычной материи. Характерная форма в правой части дала скоплению название «Пуля».

Учёные наблюдали за поведением скопления в том числе с помощью гравитационного линзирования и определили, где сосредоточена основная его масса. На изображении она отмечена синим. Хорошо видно, что распределение видимой материи не совпадает с основной концентрацией массы! Как такое могло получиться? Если в скоплениях изначально была материя, которая не взаимодействует с другой материей, она просто пролетела сквозь галактики, не замедляясь и не останавливаясь, «обогнав» обычную материю. Именно такое поведение мы бы ожидали от тёмной материи.

Реликтовое излучение

Мы видим следы тёмной материи не только в галактиках и их скоплениях, но и в излучении, которое сохранилось с первых этапов жизни Вселенной. После Большого взрыва Вселенная была очень горячей: сначала настолько горячей, что в ней не было даже частиц. По мере остывания (в первые минуты жизни Вселенной) сформировались частицы и ядра простейших атомов. Но на протяжении первых нескольких тысяч лет Вселенная оставалась непрозрачной для света: она по сути дела представляла собой «суп» из разных частиц и ядер атомов. Фотоны, которые излучались в ядерных реакциях, тут же поглощались другими ядрами. И только спустя примерно 380 тысяч лет после Большого взрыва Вселенная остыла достаточно для того, чтобы образовались первые атомы. Свет перестал поглощаться свободно летающими частицами и ядрами и смог распространяться на большие расстояния: случилось «просветление Вселенной». Первые фотоны, которые вырвались на свободу, продолжают летать по Вселенной. Они формируют реликтовое излучение (рис. 10)—электромагнитный фон, который несёт на себе отпечаток структуры Вселенной в те первые мгновения, когда она стала прозрачной для света.

Рис.10. Карта неоднородности температуры реликтового излучения на небосводе, построенная телескопом «Планк». В идеальном случае температура реликтового излучения должна быть одинаковой в любой точке. Но Вселенная не была однородной во время возникновения реликтового излучения. Мы наблюдаем небольшие отличия в температуре в разных частях небосвода: разница при этом—меньше одной тысячной градуса. Но в этой неоднородности заложено огромное количество информации о Вселенной в ту эпоху

Учёные составили очень подробную карту небосвода, отмечая интенсивность реликтового излучения, приходящего из разных направлений. Оказалось, что эта интенсивность немного различается: в единицах температуры она колеблется в пределах одной тысячной градуса. Если бы Вселенная была одинаковой во всех точках в момент «просветления», мы бы ожидали увидеть одинаковую температуру реликтового излучения, куда бы мы ни посмотрели на небе. Но Вселенная уже обладала некоторой структурой. Учёные изучают структуру реликтового излучения, чтобы понять, как выглядела Вселенная на первых стадиях существования.

И они видят в том числе влияние тёмной материи. Дело в том, что обычная материя взаимодействовала сама с собой и с реликтовым излучением, а тёмная материя — нет. Но тёмная материя влияла и на обычную материю, и на реликтовое излучение через гравитацию. А это значит, что она оставила немного другой отпечаток на реликтовом излучении, чем обычная материя. Именно такой отпечаток наблюдают учёные. Это значит, что тёмная материя должна была существовать уже до «просветления», и она влияла на формирование структуры Вселенной.

Другие наблюдения

Мы посмотрели, как тёмная материя влияет на Вселенную на разных масштабах: от галактик и их скоплений до структуры всей Вселенной. Но на самом деле есть ещё множество наблюдений, которые подсказывают нам, что мы не видим значительной части материи во Вселенной. Например, изучение крупномасштабной структуры Вселенной (рис. 11): как распределена материя во всей наблюдаемой части космоса.

Рис.11. Компьютерная модель возможного распределения материи во Вселенной. Жёлтые точки—скопления галактик. Нити, соединяющие их, в основном состоят из тёмной материи. Между ними множество пустот

Вселенная неоднородна: в ней есть скопления и сверхскопления галактик, и есть огромные пустоты. Эта структура тоже берет начало в первые тысячелетия жизни Вселенной, когда формировались первые галактики. Этот процесс был неоднородным: где-то образовывалось больше галактик, где-то — меньше, исключительно случайным образом. По мере расширения Вселенной области с большей плотностью галактик оставались близко друг к другу, связанные гравитационным взаимодействием, а пустые области так и оставались пустыми. Гравитация играла тут решающую роль, а потому и тёмная материя давала значительный вклад. Без учёта тёмной материи мы не можем объяснить наблюдаемую структуру Вселенной на крупных масштабах (в миллионы световых лет).

Другим важным наблюдением является скорость расширения Вселенной. Мы знаем, что это расширение происходит с ускорением. Основной вклад в него даёт тёмная энергия — другая загадочная сущность, про которую учёные пока мало что знают. Но без тёмной материи не получается объяснить наблюдаемую скорость расширения Вселенной.

Есть и множество других наблюдений, на которых мы не будем подробно останавливаться. Самое важное здесь то, что тёмная материя проявляется по-разному в совершенно разных наблюдениях. Даже если какие-то из них ошибочны, то шанс, что ошибочны вообще все, практически равен нулю. А значит, тёмная материя должна существовать, осталось только понять, что же это такое.

Основные кандидаты на роль тёмной материи и эксперименты по их поиску

Это не обычная материя (скорее всего)

Начнём с небольшого обсуждения того, почему эти эффекты не могут объясняться обычной материей. Если всё же представить себе, что тёмная материя— это обычная материя, то во-первых, этой материи должно быть очень много (для объяснения всех наблюдений), а во-вторых, она почему-то не должна излучать свет. Но может быть, тёмная материя—это коричневые карлики, которые не светятся, или вообще планеты? Оказывается, нет. Из наблюдений реликтового излучения мы можем рассчитать, сколько было обычного вещества (называемого барионным) и фотонов в момент образования первых атомов. И обычного вещества оказывается недостаточно, чтобы объяснить всю наблюдаемую тёмную материю. Но учёные искали коричневые карлики (с помощью гравитационного линзирования)—и не обнаружили достаточное их количество, чтобы объяснить наблюдаемые эффекты тёмной материи.

Рис.12. Детектор нейтрино Daya Bay. Нейтрино изредка взаимодействуют с жидкостью, которой наполнен детектор, и это взаимодействие производит вспышки света, которые регистрируют специальные сенсоры («капельки» на фотографии)

Другим кандидатом на роль тёмной материи могли бы быть нейтрино—сверхлёгкие и почти неуловимые частицы, которые тоже хорошо подходят под описание тёмной материи. Они почти не взаимодействуют с другим веществом (учёные строят специальные гигантские детекторы под землёй или под водой, чтобы уловить одиночные частицы, рис. 12). Они почти не взаимодействуют с электромагнитным излучением. Действительно, в теории они могли бы подойти, но их слишком мало. Они обладают мизерной массой, а из наблюдений за их количеством мы знаем, что их не так уж и много в космическом пространстве. Уж точно недостаточно, чтобы объяснить эффекты тёмной материи. На самом деле, учёные считают, что могут существовать другие типы нейтрино (например, так называемое стерильное нейтрино), и вот они-то подойдут на роль тёмной материи. Но пока мы не знаем, существуют ли они и как их можно наблюдать в экспериментах.

Наконец, ещё одной альтернативой могли бы быть чёрные дыры. Чёрные дыры—сверхкомпактные объекты, гравитация которых столь сильна, что ничто, даже свет, не может вылететь из них. В 2014 году учёные впервые наблюдали гравитационные волны, вызванные столкновением двух чёрных дыр, что было первым прямым наблюдением этих объектов. А в 2019 году учёные опубликовали прямое изображение вещества, падающего в сверхмассивную чёрную дыру в центре галактики М87 (рис. 13).

Рис.13. Изображение вещества, падающего на сверхмассивную чёрную дыру в центре галактики М87. Эта чёрная дыра тяжелее Солнца в 6,5 миллиардов раз. Она находится в центре изображения и бросает «тень» на окружающее её вещество. Учёные Телескопа Горизонта Событий (EHT) опубликовали это изображение в 2021 году (а первое изображение было получено в 2019 году)

Мы точно знаем, что чёрные дыры есть, и в целом они удовлетворяют свойствам тёмной материи: они не взаимодействуют с другим веществом с помощью электромагнитного взаимодействия, а только через гравитацию. Все известные нам чёрные дыры обладают большой массой: в десятки и в миллиарды раз тяжелее Солнца. Такие тяжёлые объекты приводят к сильному гравитационному линзированию, и, если бы их было достаточно для объяснения тёмной материи, мы бы их наблюдали повсюду. Но мы этого не наблюдаем, что заставляет нас исключить их из кандидатов на тёмную материю. Приходится заключить, что чёрные дыры должны обладать гораздо меньшей массой, чтобы избежать прямого наблюдения.

Те чёрные дыры, которые мы наблюдаем, родились в процессе эволюции Вселенной—при образовании галактик или при взрывах сверхновых. В этих процессах могут родиться только чёрные дыры больших масс: от двух масс Солнца и выше. Чёрные дыры с меньшей массой гипотетически могли возникнуть только в первые моменты жизни Вселенной. Такие чёрные дыры называются «первичными» и в принципе могут обладать любой массой. На 2022 год учёные пока не наблюдали никаких признаков существования первичных чёрных дыр. Возможно, наблюдения недостаточно точны, и такие чёрные дыры все же существуют. Но, раз мы их не наблюдаем, их должно быть довольно мало и уж точно не достаточно, чтобы они могли объяснить тёмную материю.

Правда, остаётся небольшой диапазон масс, где у нас пока не хватает данных: первичные чёрные дыры с массой порядка массы астероида или карликовой планеты могли бы претендовать на место тёмной материи. В ближайшие годы новые космические детекторы гравитационных волн LISA и DECIGO смогут узнать, достаточно ли таких лёгких чёрных дыр для объяснения массы тёмной материи (и есть ли они вообще).

Итак, обычное вещество и чёрные дыры, скорее всего, не подходят на роль тёмной материи, хотя некоторые экзотические варианты все ещё нельзя полностью исключить. Но если это не обычная материя, тогда что? Мы обсудим три основных варианта, хотя на самом деле гипотез великое множество. Мы поговорим про тяжёлые и медленные частицы (вимпы), лёгкие и быстрые частицы (аксионы) и альтернативу тёмной материи: модификацию законов гравитации.

ВИМПы

Первый вариант: тяжёлые частицы, которые очень слабо взаимодействуют с другими частицами. По-английски они называются WIMP (weakly interacting massive particle, слабо взаимодействующая массивная частица), а мы их будем называть вимпы.

Что значит тяжёлые? По определению вимпы должны быть в 10–100 раз тяжелее протона и в 10000–100000 тяжелее электрона. То есть тяжелее всех элементарных частиц (кроме, возможно, так называемого истинного кварка).

Элементарные частицы и взаимодействия

Все атомы, из которых созданы мы с вами и окружающий нас мир, состоят из протонов, нейтронов и электронов: атомы отличаются пропорциями этих трёх частиц. Электроны являются элементарными частицами: они не делятся на части. А вот протоны и нейтроны—составные частицы: они состоят из кварков. В протоне—два верхних и один нижний кварк, а в нейтроне—два нижних и один верхний (рис. 14). «Верхний» и «нижний»—это названия типов кварков, или, как их ещё называют, «ароматов» кварков. Кроме этих двух бывают ещё странный, очарованный, прелестный и истинный кварки. Из этих кварков состоят более экзотические частицы: например, пионы, каоны или омега-гиперионы. В составных частицах, кроме кварков, есть ещё глюоны: частицы, которые «держат вместе» кварки, создавая составные частицы. Глюоны являются калибровочными бозонами—частицами, которые отвечают за фундаментальные взаимодействия. Кроме глюонов, такими частицами являются фотон, переносчик электромагнитного взаимодействия, а также W- и Z-бозоны, отвечающие за возникновение и распад частиц (слабое взаимодействие).

Рис.14. Протоны и нейтроны—составные частицы. Они образованы u- и d-кварками (up и down). Помимо кварков в протонах и нейтронах есть частицы—переносчики взаимодействия, глюоны. Электрон представляет из себя элементарную частицу

Частицы иногда превращаются в другие частицы. Это может происходить само собой или при определённых внешних условиях. Если это происходит само собой, мы говорим, что частица нестабильна. Например, пион, состоящий из одного верхнего и одного нижнего кварков, распадается сам собой. А протон, насколько мы знаем, стабилен. Когда пион распадается, он превращается в две другие частицы: мюон и мюонное нейтрино. Мюон же очень быстро распадается на мюонное нейтрино и W-бозон. W-бозон, в свою очередь, сразу распадается на электрон и электронное антинейтрино. Цепочки распадов бывают очень сложными и длинными—и именно следы распадов частиц ловят в ускорителях частиц. В них сталкиваются, например, два протона с очень высокими энергиями. В результате столкновения рождается огромное количество новых короткоживущих частиц, которые быстро распадаются на множество других частиц, которые снова распадаются… Отслеживая количество разных частиц, зарегистрированных на детекторах, учёные узнают о разных возможных процессах распада. Иногда эти процессы распада указывают на существование новой частицы—как, например, было с бозоном Хиггса.

Откуда им (вимпам) было вообще взяться? В первые мгновения после Большого взрыва Вселенная была очень горячей, и новые частицы постоянно рождались и распадались. Большинство частиц, возникших таким образом, распались (а стабильно они возникли только позже, во время так называемых фазовых переходов). Но, возможно, какие-то частицы оказались стабильными и пережили этот горячий «суп». Предполагается, что так могли возникнуть и вимпы.

Чтобы быть кандидатами на тёмную материю, вимпы должны очень слабо взаимодействовать с другими частицами. Либо буквально— только с помощью слабого ядерного взаимодействия, через которое и другие частицы взаимодействуют друг с другом, — либо фигурально: все взаимодействия должны быть ещё слабее, чем слабое взаимодействие.

Слабое взаимодействие проявляется только на очень коротких расстояниях: в тысячу раз меньше размеров протона. Оно отвечает за распад частиц и бета-распад атомных ядер. Например, нейтрон в ядрах радиоактивных элементов распадается на протон, электрон и электронное антинейтрино. Бета-излучение — один из источников серьёзной опасности радиационного воздействия на человека: оно вызывает радиационные ожоги и распад ДНК, что приводит к мутациям. С другой стороны, слабое взаимодействие отвечает за распад короткоживущих частиц, типа мюона. Именно такие распады изучают в ускорителях частиц, в частности, в Большом адронном коллайдере (БАК, рис.15).

Рис.15. Один из детекторов распада на БАКе (CMS). Он состоит из огромного соленоидного сверхпроводящего магнита и множества измерителей энергии и импульса частиц

Итак, вимпы—массивные частицы, которые почти не взаимодействуют с другими частицами, но могут участвовать в слабом взаимодействии (и, значит, превращаться в другие частицы). Так как они обладают большой массой, то двигаются достаточно медленно. Их скорости не хватает, чтобы преодолеть взаимное гравитационное притяжение и разлететься. Но сила гравитации очень слабая, поэтому они не формируют плотных объектов, собираются в большие разреженные гало размером с галактику. Именно это мы ожидаем от тёмной материи. Так как они двигаются очень медленно, такую тёмную материю называют «холодной».

Итак, вимпы—массивные частицы, которые почти не взаимодействуют с другими частицами, но могут участвовать в слабом взаимодействии (и, значит, превращаться в другие частицы). Так как они обладают большой массой, то двигаются достаточно медленно. Их скорости не хватает, чтобы преодолеть взаимное гравитационное притяжение и разлететься. Но сила гравитации очень слабая, поэтому они не формируют плотных объектов, собираются в большие разреженные гало размером с галактику. Именно это мы ожидаем от тёмной материи. Так как они двигаются очень медленно, такую тёмную материю называют «холодной».

Поиск вимпов ведётся на трёх разных направлениях: попытки создать их на ускорителях частиц; поиск частиц, на которые могут в теории распадаться вимпы; и прямое детектирование в специальных детекторах.

Когда в 2009 году запускали БАК, учёные очень надеялись, что смогут увидеть частицы, которые предсказывались теориями суперсимметрии. На тот момент эти теории были очень популярными (в их числе теория струн), и учёные ожидали открытие множества разных частиц, в том числе и вимпов. Наблюдения БАК были очень успешными: учёные наблюдали бозон Хиггса—фундаментальную частицу, дающую массу некоторым частицам, которые сами по себе ей обладать не должны (так называемый механизм Хиггса для калибровочных бозонов). За предсказание этого механизма Питер Хиггс и Франсуа Эглер получили Нобелевскую премию в 2013 году, когда бозоны Хиггса были открыты экспериментально. Кроме того, БАК обнаружил множество других интересных и необычных частиц, которые позволили нам значительно углубить наше понимание механизмов разных взаимодействий. Но все эти частицы прекрасно укладывались в существующую у нас теорию частиц и их взаимодействий—так называемую Стандартную Модель. Никаких суперсимметричных частиц и вимпов на 2022 год обнаружено не бы.

Это пошатнуло положение гипотезы о вимпах как доминирующей модели тёмной материи.

Непрямое детектирование через поиск избытка излучения (гамма-излучения и нейтрино), приходящих к нам из космоса и от Солнца, также не обнаружило следов распада вимпов.

Но не все ещё потеряно: вимпы могут обладать массой, слишком большой для их наблюдения в коллайдерах. И тут на помощь могут прийти специализированные детекторы (рис. 16).

Рис.16. Эксперимент DEAP использует жидкий аргон для поиска вимпов

Их концепция похожа на поиск нейтрино, которые тоже очень слабо взаимодействуют с веществом: каждую секунду через нас проходит около квадриллиона нейтрино (10 с 15 нулями), но ни одно из них не взаимодействует с нами. За всю нашу жизнь всего около десятка нейтрино будет поглощено атомами нашего тела. Та же история и с вимпами (хотя конкретные числа назвать сложно). Чтобы усилить взаимодействие, учёные строят специальные детекторы: обычно огромные камеры, заполненные несколькими тоннами охлаждённого сжиженного газа (аргон, ксенон). Когда вимпы взаимодействуют с атомами этого вещества, они излучают свет (эффект сцинтилляции), который можно зарегистрировать с помощью фотодетекторов. Эти камеры изолированы от всех внешних воздействий, чтобы только космические частицы могли привести к сигналам на фотодиодах. Такие экспериментальные установки располагаются обычно глубоко под землёй, чтобы изолировать их от воздействий обычных частиц (рис. 17).

Рис.17. Детектор XENON1T в Италии

Сложности интерпретации данных

Модификацией эксперимента, описанного выше, является установка, где вместо сжиженного газа используются кристаллы. В одном из таких экспериментов, DAMA/LIBRA, на протяжении многих лет учёные наблюдают вимпы. Точнее, видят сигнал, который интерпретируют как вимпы. Идея эксперимента в том, что поток вимпов, проходящий через Землю, меняется в зависимости от времени года. Это происходит потому, что, когда Земля вращается вокруг Солнца по эллиптической орбите, её скорость меняется (она летит быстрее зимой, когда она ближе к Солнцу). Гало вимпов примерно стационарно, поэтому, чем быстрее движется через него Земля, тем больше поток вимпов в единицу времени. И учёные из DAMA/LIBRA видят именно такой сигнал с ожидаемой периодичностью. Но беда в том, что в других экспериментах исследователи его не видят. Учёные построили точные копии эксперимента в других частях Земли, и в процессе этих экспериментов не наблюдается никакого сигнала. К сожалению, DAMA/LIBRA не дают полного доступа к своим данным, как это обычно принято делать в научных кругах. Поэтому другие группы учёных не могут проверить, есть ли какая-то ошибка в данных. В 2022 году научная группа детектора COSINE-100 опубликовала статью, где учёные собрали свои независимые данные, обработали их тем же методом,что и DAMA/LIBRA, и получили такой же сигнал! А потом изменили обработку данных—и не получили никакого сигнала. Они делают вывод, что анализ данных DAMA/LIBRA неправильный, и наблюдаемый ими сигнал—просто артефакт вычислений. Учёные из DAMA/LIBRA не согласны.

В 2023 году будет запущен новый эксперимент SABRE в южном полушарии, который должен избавиться от возможных систематических ошибок в попытках повторить DAMA/LIBRA. Он должен наконец разрешить загадку сигнала и поставить точку в истории (или же открыть новую главу в поисках тёмной материи).

Рис.18. Детектор SuperCDMS. Специальные пластинки охлаждаются почти до абсолютного нуля. Если вимпы существуют, они могут немного нагревать пластинки, и это можно зарегистрировать на детекторе

Есть и другие подходы к наблюдению вимпов, где вместо газа используются кристаллы германия и кремния, охлаждённые почти до абсолютного нуля (температуры в несколько милликельвинов, Рис.18). К ним подключаются специальные термометры (болометры), позволяющие измерять изменение в температуре при столкновении частицы с атомами кристалла, в процессе которого частица отдаёт энергию кристаллу и нагревает его. Кроме нагрева, частица также возбуждает колебания кристаллической решётки, которые могут быть измерены специальными детекторами. Эти экспериментальные установки тоже помещаются глубоко под землю (до 2 км), чтобы изолировать их от влияния любых внешних воздействий.

Рис.19. Учёные извлекают сенсоры из криостата в детекторе CDMS

По всему миру работают десятки различных лабораторий, пытающихся увидеть сигналы от вимпов. Многие готовятся к запуску. До сих пор (к 2022 году) ни один из них не зарегистрировал сигнала (если не считать DAMA/LIBRA, который мы обсуждали выше). Но и тот факт, что они не видели вимпов, позволил существенно ограничить возможные массы и силу их взаимодействия. Эта информация позволяет учёным настраивать новые эксперименты на поиск вимпов с определёнными параметрами. С другой стороны, отсутствие успехов в наблюдении вимпов заставляет учёных разрабатывать альтернативные гипотезы о природе тёмной материи. Одна из наиболее популярных в настоящее время— аксионы и частицы, похожие на аксионы (axion-like particles, ALPS).

Аксионы

Аксионы—очень лёгкие частицы, с массой в миллиард раз меньше массы электрона. Они также очень слабо взаимодействуют с веществом, но, в отличие от вимпов, могут взаимодействовать через электромагнитное поле (и, как мы увидим дальше, именно это свойство аксионов используют для их поиска). Строго говоря, аксионами называется одна конкретная модель частиц, а другие, похожие на неё, называются «частицами, похожими на аксионы». Но различие довольно специфично, и мы будем называть аксионами все лёгкие частицы с описанными свойствами.

Любопытно, что аксионы были предложены в 70-х годах 20-го века для решения совсем другой проблемы в физике частиц—сильной CP-проблемы.

Что такое сильная CP-проблема

В физике многие законы обладают симметриями: например, при смене направления движения на противоположное законы распространения частиц не меняются (или, например, химическая реакция будет протекать по тем же законам). Или: если изменить заряд на противоположный, закон эволюции системы не поменяется. Но иногда симметрии могут и нарушаться. В частности, квантовая теория предсказывает, что такое нарушение может происходить при изменении заряда (charge, C) и зеркальном отражении системы (parity, P). Это явление носит название CP-симметрии. Мы наблюдаем нарушение CP-симметрии при распаде некоторых частиц. В макроскопическом мире такое явление невозможно, к тому же оно противоречит нашей интуитивной картине мира, так что наблюдения этого нарушения в 90-х годах прошлого века были революционным.

Но ещё более странным оказывается то, что, несмотря на предсказания теории, CP-симметрия не нарушается во взаимодействиях кварков. Это совершенно необъяснимо с точки зрения обычной квантовой теории. Проблема наблюдаемого сохранения CP-симметрии носит название сильной CP-проблемы. Для решения этой проблемы в 70-х годах физики предположили, что существует какая-то частица, которая обеспечивает это сохранение. Такую гипотетическую частицу назвали аксионом.

Только спустя много лет учёные обнаружили, что аксионы также подходят в качестве кандидата на тёмную материю. Важное уточнение: с тех пор теория аксионов сильно поменялась, и то, что мы сейчас называем аксионами, довольно далеко от первоначальных теорий из 70-х. И тем не менее, основные свойства аксионов, описанные выше, остаются прежними. Аксионы привлекательны тем, что решают сразу две проблемы: сильную CP-проблему (которую за 50 лет никто не решил) и проблему тёмной материи. Поэтому учёные активно ищут эти частицы.

Для поиска используется возможность взаимодействия аксионов с электромагнитным полем. Теория предсказывает, что в сильных магнитных полях аксионы могут преобразовываться в фотоны и обратно (эффект Примакова). Поэтому если у нас есть предполагаемый источник аксионов, мы можем поставить сильный магнит и наблюдать, появляются ли фотоны на выходе из этого магнита.

Рис.20. Поиск аксионов от Солнца: если аксионы существуют, они должны возникать из фотонов в сильном магнитном поле внутри Солнца. Если на Солнце направить телескоп с сильным магнитным полем внутри, аксионы должны преобразоваться в рентгеновское излучение, которое потом можно зарегистрировать на детекторах

Например, согласно этой гипотезе, внутри Солнца должны генерироваться аксионы из фотонов. Эти аксионы затем могут лететь до Земли, не взаимодействуя ни с чем. На Земле мы используем специальный телескоп с сильным магнитным полем, в котором аксионы преобразуются в рентгеновское излучение, которое мы можем зарегистрировать (Рис. 20). А чтобы исключить влияние света от Солнца, апертуру телескопа просто закрывают специальным щитом: аксионы с ним не взаимодействуют и спокойно проходят насквозь, а фотоны блокируются.

В ближайшие годы планируется построить более чувствительные солнечные телескопы для детектирования аксионов, такие как IAXO (International Axion Observatory) (Рис. 21). Помимо Солнца, такие телескопы могут быть направлены на другие возможные источники аксионов: объекты с мощными магнитными полями, например, квазары в центрах галактик или нейтронные звезды.

Рис.21. Модель телескопа IAXO, который будет искать аксионы, возможно, приходящие к нам от Солнца

Необязательно искать поток аксионов от конкретного источника. Так как в соответствии с гипотезой аксионы создают гало тёмной материи в галактиках, это гало можно пытаться зарегистрировать. Для этого снова используют тот же трюк с магнитным полем, но ищут фотоны микроволнового диапазона. С этой целью детекторы охлаждаются до температур в несколько долей градуса выше абсолютного нуля.

Если аксионы существуют, их можно и создать в лаборатории, применив обратный процесс преобразования фотона в аксион. Некоторые эксперименты направлены именно на генерацию аксионов (Рис.22). В этих случаях используется сильный магнит, чтобы сначала преобразовать фотон в аксион. После этого поток аксионов проходит через стену, а поток фотонов — останавливается. За стеной стоит второй магнит, который должен произвести обратное преобразование и преобразовать аксионы в фотоны. Этот эксперимент —ALPS —будет запущен уже в 2023 году и должен принести первые результаты (положительные или отрицательные). Есть другие подобные эксперименты, которые пытаются создать аксионы на Земле.

Рис.22. Схема эксперимента по созданию и детектированию аксионов. Фотоны из лазера, согласно гипотезе, должны преобразовываться в аксионы в сильном магнитном поле. Аксионы могут пролететь сквозь стену, а фотоны —нет. Если поставить ещё один магнит за стенкой, аксионы должны преобразоваться обратно в фотоны, которые можно измерить на детекторе

На настоящий момент (конец 2022 года) ни один из десятков экспериментов по поиску аксионов не обнаружил их. Но интерес к гипотетическим аксионам только растёт, и новые экспериментальные установки строятся, а у существующих постоянно увеличивают чувствительность.

Модификация гравитации

Сложность всех гипотез о тёмной материи в том, что они пока имеют объяснительную силу, но не имеют предсказательной. Другими словами, у нас есть десятки разных моделей частиц: вимпы, аксионы, а ещё вимпзиллы, тёмные фотоны, Q-шары, сверхтекучий вакуум, страпельки, кварковые самородки, гравитино, глюино, и так далее, и так далее. И разные модели могут объяснить только часть экспериментальных данных, так как все эти частицы должны подчиняться ещё и законам ядерной физики, помимо обладания свойствами тёмной материи. До сих пор нет идеальной модели, которая могла бы объяснить все наблюдения на сто процентов. С другой стороны, под каждое новое наблюдение можно подобрать параметры какой-то модели, чтобы она объяснила это наблюдение. А вот выбрать определённую модель и заставить её предсказать какие-то наблюдения не получается: слишком много разных моделей и параметров. Например, если мы выберем какую-то модель аксионов, чтобы она подходила под наблюдения одной галактики, и попробуем исходя из неё предсказать скорость вращения другой галактики, то, скорее всего, мы не получим ничего даже близко похожего на наблюдения. Конечно, мы можем немного изменить параметры, чтобы эта модель подходила обеим галактикам. Но это можно сделать, уже зная результат наблюдений. Однако научный метод требует от физической теории также и предсказательной силы.

Поэтому некоторые учёные рассматривают альтернативу—а что, если нет никакой тёмной материи? Как так, скажете вы, ведь в этом уроке несколько страниц посвящено всем наблюдениям, которые подтверждают существование загадочной тёмной материи?! Дело в том, что все эти наблюдения имеют один общий момент: они основаны на гравитационном взаимодействии. Помните, мы выводили в начале статьи закон движения галактик? Он был основан на ньютоновской механике. А что, если эта теория не работает на таких больших расстояниях (на уровне галактик и галактических скоплений)? Ведь все эффекты, которые мы наблюдаем, возникают именно на этих масштабах, а на более мелких расстояниях (скажем, на уровне Солнечной системы) мы не видим никаких отклонений от ньютоновской гравитации или общей теории относительности.

Идея, что вместо того, чтобы вводить новые частицы тёмной материи, можно изменить законы гравитации, носит название MOND (modified newtonian dynamics). Этот подход пытается модифицировать гравитацию таким образом, чтобы на маленьких расстояниях она воспроизводила все эффекты ньютоновской физики, а на галактических—изменяла их так, чтобы объяснить наблюдаемые аномалии.

Такая теория будет однозначно предсказывать поведение разных физических систем. Если мы знаем, как ведёт себя одна галактика, мы с точностью можем предсказать поведение всех остальных, не меняя теории, даже когда они обладают какими-то аномальными свойствами и плохо описываются с помощью концепции тёмной материи. Более того, сбылись некоторые предсказания MOND, сделанные до их реального наблюдения. Никакая из моделей тёмной материи таким достижением похвастаться не может

Из совсем свежих событий: в стандартной космологической модели ожидается, что галактики формировались достаточно долго: самые ранние должны были возникнуть не раньше, чем через 600 миллионов лет после Большого взрыва. Любые галактики, сформированные раньше, плохо укладываются в модели тёмной материи. А вот MOND предсказывала, что галактики формировались уже через 400 миллионов лет после Большого взрыва. В 2022 году был запущен телескоп Джеймса Уэбба, который обладает гораздо лучшим разрешением, чем наш прошлый лучший космический телескоп Хаббл. И он сразу же увидел множество галактик (Рис. 23), сформированных на ранних стадиях эволюции Вселенной — как раз там, где предсказывала MOND. А объяснение этих наблюдений в рамках концепции тёмной материи—сложная задача.

Рис.23. Изображение далёких галактик с телескопа Джеймса Уэбба. Телескоп может видеть свет, испущенный всего через 100 миллионов лет после Большого взрыва. Чем раньше образовалась галактика (и чем дальше она от нас), тем более красная она на изображении (из-за красного смещения)

Звучит замечательно, не правда ли? Вместо кучи новых частиц и параметров—всего одно уравнение. К сожалению, MOND отлично описывает—и предсказывает—динамику галактик, но хуже работает в случае с галактическими скоплениями. Например, скопление «Пуля», которое мы подробно рассматривали ранее, невозможно описать с помощью MOND, по крайней мере, в её настоящем варианте. Некоторые учёные сразу отметают MOND на этом основании, несмотря на её выдающиеся успехи в объяснении динамики галактик. Другим слабым местом MOND является её несовместимость с общей теорией относительности. Никто не знает пока, как их соотнести. Некоторые учёные предполагают, что, если MOND объясняет вращение галактик, поведение скоплений галактик можно объяснить с помощью обычной материи, которая мало излучает: тех же коричневых карликов или чёрных дыр. Такая комбинация MOND и концепции тёмной материи позволяет значительно упростить требования к модели тёмной материи. Возможно, конечно, что правильное уравнение ещё не найдено, и к MOND требуется другой подход. Увы, количество учёных, работающих над MOND, очень мало, и эти вопросы пока остаются открытыми. Но, возможно, новые наблюдения помогут возродить интерес к этой теории (или наоборот—полностью её дискредитируют).

Заключение

Тёмная материя или модифицированная гравитация—космос все ещё полон загадок, а наши теории далеки от идеала. Ближайшие годы откроют человечеству много новых данных: телескоп Джеймса Уэбба принесёт снимки далёких галактик, будут пойманы гравитационные волны от множества разных источников, ускорители частиц выйдут на более высокие энергии, будут запущены новые эксперименты по прямому поиску тёмной материи. В итоге мы, несомненно, выясним, что же это такое. Но это не последняя загадка Вселенной: нам ещё предстоит узнать, что такое тёмная энергия; почему частиц так много, а античастиц—мало; откуда берутся аномалии в крупномасштабной структуре Вселенной; какова форма Вселенной, каков её размер и конечна ли она или бесконечна; что произошло во время Большого взрыва и сразу после, и многое-многое другое. Ученые-астрофизики не останутся без дела ещё очень долго.

Автор текста: Михаил Коробко, PhD, научный сотрудник Гамбургского университета (Германия), член коллаборации LIGO