"Передовая наука" публикует статью доктора физико-математических наук Дмитрия Казакова об основных вопросах, которые сейчас стоят перед научным сообществом в области физики выскоих энергий. Статья оппубликована в еженедельнике "Дубна: наука, содружество, прогресс" .
Три вопроса ждут своего ответа в физике высоких энергий: будет ли обнаружен бозон Хиггса? будет ли найдена суперсимметрия? что составляет основу тёмной материи во Вселенной? Есть ещё и четвёртый вопрос: что такое тёмная энергия? Но ответа на него сейчас не знает никто, и я не буду здесь его обсуждать.
Первый вопрос является ключевым для Стандартной модели фундаментальных взаимодействий. Способ нарушения электрослабой симметрии в СМ основывается на механизме Хиггса и обнаружение хиггсовского бозона жизненно необходимо для подтверждения всей концепции спонтанного нарушения симметрии. Все другие механизмы гораздо менее внятны и их развития не происходит, пока не дано экспериментального ответа на первый вопрос. Вероятно, новый адронный коллайдер LHC даст ответ на этот вопрос через два-три года.
Второй вопрос, может быть, не столь ключевой, но гораздо более завораживающий. Ибо положительный ответ на него предполагает наступление новой эры открытий в суперсимметричном мире. Почему многие верят в наступление эры суперсимметрии несмотря на отсутствие экспериментальных указаний на этот счёт? Во многом это элемент веры в изящество теории, в мощь математики, в идею объединение всех взаимодействий, которая из-за проблемы иерархий смотрится гораздо более убедительной в присутствии суперсимметрии. Теория струны, понимаемая как объединённая теория включающая гравитацию, также предполагает наличие суперсимметрии. Сказывается и отсутствие других конкурентноспособных идей.
Так или иначе, основные ожидания от работы нового адронного коллайдера LHC связываются с суперсимметрией, и огромные международные коллаборации заняты подготовкой к регистрации событий с рождением суперсимметричных частиц. Это есть в настоящий момент магистральное развитие физики высоких энергий. Час X наступит через два-три года, если ускоритель будет работать как планируется и будет достигнута ожидаемая светимость. Часто задают вопрос: что если никаких суперсимметричных частиц не будет обнаружено, не будет ли это означать, что шкала суперсимметрии просто отодвинется с 1 ТэВа на порядок дальше? На мой взгляд, нет, не будет. Решение проблемы иерархий, Великое объединение взаимодействий основаны на тэвной шкале суперсимметрии. Далее вся конструкция начнёт расползаться и пропадут аргументы в пользу существования низкоэнергетической суперсимметрии.
В ожидании работы нового ускорителя и отсутствии сигналов новой физики с существующего адронного коллайдера Тэватрона, новости в этой области связаны с астрофизическими наблюдениями. Здесь сейчас наблюдается настоящий бум в связи с выходом экспериментов в космос. Суперсимметрия может проявиться в астрофизике и помочь решить ряд проблем космологии. К этому вопросу я ещё вернусь, а сейчас перейдём к третьему из перечисленных вопросов.
То, что стало предметом обсуждений в последние три года - это данные космического эксперимента WMAP по измерению температурных флуктуаций микроволного реликтового излучения и дополняющие их измерения красного смещения и потока гамма излучения от далёких сверхновых. Результат выглядит весьма обескураживающим: барионная материя (т.е. наблюдаемые нами звёзды, галактики, скопления галактик, туманности и пр.) составляют около 4% энергии во Вселенной, 23% составляет так называемая тёмная материя и 73% - непонятная субстанция с отрицательным давлением (или космологическая постоянная в уравнениях Эйнштейна), называемая тёмной энергией.
Я хотел бы остановиться здесь на проблеме тёмной материи. На самом деле, о её существовании мы знаем уже давно. Из данных по движению скоплений галактик, по вращению звёзд вокруг центра в спиральных галактиках, из данных по гравитационному микролинзированию известно, что наблюдаемой материи недостаточно, чтобы создать необходимый гравитационный потенциал. Если отказаться от более радикальной идеи изменения уравнений тяготения Ньютона, то остаётся предположить существование гравитирующей, но не светящейся тёмной материи. Теперь мы знаем и то, сколько её должно быть.
Возникает естественный вопрос: из чего сделана тёмная материя? Это могут быть или макро объекты (потухшие звёзды, чёрные дыры, межгалактический газ и т.п.) или микрочастицы. Поскольку, согласно наблюдениям, достаточного количества макрообъектов не наблюдается, то предполагается, что тёмная материя состоит из нейтральных стабильных частиц. В Стандартной модели таковой частицей является только нейтрино. Это лёгкая релятивистская частица образующая так называемую горячую тёмную материю. Этот вариант не является предпочтительным с точки зрения образования крупномасштабных структур в ранней Вселенной. Предпочтительным является вариант холодной тёмной материи состоящей из тяжёлых нерелятивистских частиц. Однако, такие частицы отсутствуют в СМ. Это предположительно слабовзаимодействующие частицы, получившие название WIMPов (Weakly Interacting Massive Particles).
Таким образом, частицы, образующие тёмную материю, это какие-то новые, пока неизвестные нам частицы. Существует несколько кандидатов на эту роль: тяжёлые майорановские нейтрино, аксион (гипотетическая частица введённая для решения проблемы нарушения СР-инвариантности в сильных взаимодействиях), суперсимметричные партнёры обычных частиц. В последнем случае это могут быть нейтралино (суперпартнёр фотона, Z-бозона или нейтрального хиггсовского бозона), снейтрино (суперпартнёр нейтрино) или гравитино (суперпартнёр гравитона). Частицей тёмной материи может быть легчайшая из них, иначе она нестабильна и распадается обычным слабым образом. Наиболее популярный механизм нарушения суперсимметрии посредством гравитации приводит к тому, что легчайшей суперсимметричной частицей (LSP) является нейтралино, смешанное состояние, преимущественно суперпартнёр фотона – фотино, тяжёлая нейтральная частица спина ½.
Забудем теперь на время о суперсимметрии и посмотрим какими свойствами должна обладать тёмная материя состоящая из WIMPов и как она может проявляться в экспериментах. Тёмная материя обладает двумя важнейшими свойствами: она участвует в гравитационных взаимодействиях и она учатвует в слабых взаимодействиях. Первые определяют крупномасштабную структуру Вселенной, а также ответственны за вращение звёзд в спиральных галактиках, а вторые приводят к тому, что частицы тёмной материи могут взаимно аннигилировать, порождая заряженные частицы (электроны, позитроны, протоны, антиппротоны и т.д.) и гамма кванты определённой энергии.
Интенсивность этих процессов связана с распределением и плотностью тёмной материи в Галактике. Предполагается, что тёмная материя образует приблизительно сферическое гало вокруг Галактики, превосходящее по своим размером видимую часть Галактики в несколько раз. Причина столь больших размеров гало состоит в том, что слабовзаимодействующие нейтральные частицы не могут высвечивать фотоны и, тем самым, терять энергию, что неободимо для образования структур меньшего масштаба. Отсутствие сильных взаимодействий также препятствует образованию более компактных объектов. Компьютерные симуляции позволяют смоделировать профиль распределения тёмной материи: это есть гладкая функция радиуса спадающая как 1/r2 на больших расстояниях и слабо сингулярная, либо несингулярная в центре. Параметры профиля тёмной материи для каждой галактики можно попытаться подобрать, фитирую кривую вращения звёзд. Существуют и более продвинутые теоретические модели распределения тёмной материи.
Применяя такой подход к Млечному пути мы обнаруживаем, что кривая вращения звёзд при детальном рассмотрении содержит некоторые нерегулярности, в частности ярко выраженный минимум на расстоянии порядка расстояния до Солнца (8.5 килопарсек). Вообще говоря, скорость вращения Солнца вокруг центра Млечного пути составляет 220 км/сек, в то время как расчёт по видимой светящейся материи даёт лишь 170 км/сек. Недостающий вклад и призвана обеспечить тёмная материя. Чтобы описать такой минимум в кривой вращения мы предполагаем, что профиль тёмной материи также содержит некоторые нерегулярности, флуктуации повышенной плотности, которые можно подобрать так, чтобы получить правильную кривую вращения. Разумеется нужно понять, какие причины могли породить такие флуктуации плотности.
Другим проявлением тёмной материи является её аннигиляция. Порождаемые при этом частицы наблюдаются в космических лучах. Я хочу остановиться здесь на недавних данных, полученных на космическом телескопе EGRET, который 9 лет находился на орбите и регистрировал поток и спектр рассеянных гамма лучей со всех областей неба. Примечательно, что при энергии гамма лучей ниже 1 ГэВа, наблюдается замечательное согласие с вычисленным фоном от известных источников фотонов (поток от точечных ярких источников на небе при этом вырезался), в то время как при энергии выше 1 ГэВа наблюдается избыток гамма лучей, причём спектр одинаков для всех областей неба. Это наталкивает на мысль о едином изотропном источнике этих дополнительных фотонов, каковым могла бы быть тёмная материя, которая при аннигиляции порождает кварки и W и Z бозоны, которые в конечном итоге дают пи-мезоны, служащие источником гамма лучей. Зная профиль тёмной материи в нашей галактике и сечения аннигиляции, можно вычислить поток дополнительных гамма лучей. При этом спектр этих гамма лучей однозначно указывает нам на массу тех частиц, при аннигиляции которых они образовались. Фит данных даёт массу порядка 50-80 ГэВ.
Таким образом, если дать частицам тёмной материи суперсимметричную интерпретацию, то мы практически определяем массу нейтралино. В рамках минимального суперсимметричного расширения Стандартной модели, зная массу нейтралино, мы знаем и спектр масс других суперсимметричных партнёров, а также добиваемся того, чтобы количество тёмнгой материи составляло 23% в соответствии с данными WMAP. Получившийся спектр масс предполагает наличие лёгких суперсимметричных партнёров калибровочных бозонов (100-300 ГэВ) и тяжёлых (800-1200 ГэВ) партнёров кварков и лептонов и приводит к сечениям их образования на LHC порядка сотых долей пикобарна, что, как показывает анализ, достаточно для их образования в протон-протоонных столкновениях и регистрации над фоном по распределению по недостающему поперечному импульсу, уносимому частицамии тёмной материи – нейтралино.
Более того, весьма детальные данные коллаборации EGRET охватывающие все области неба с интервалом в 4 градуса позволяют реконструировать профиль тёмной материи, в том числе и те флуктуации плотности, о которых мы говорили в связи с кривой вращения звёзд. Нами были перепробованы различные варианты таких флуктуаций* и мы остановились на достаточно простой модели, когда помимо гладкого почти сферичесчкого профиля тёмной материи имеются две области повышенной плотности в виде колец в галактической плоскости, одно лежащее на расстоянии порядка 4 килопарсек от центра, приблизительно посередине между центром и Солнцем, а второе приблизительно на расстоянии 15 килопарсек. Средняя плотность в кольцах в несколько раз превосходит окружающую, хотя в самих кольцах сосредоточено менее 1% всей тёмной материи. Если масса видимой материи в нашей галактике составляет порядка 1010 масс Солнца, то масса тёмной материи порядка 1012 масс Солнца. В окрестности Солнца плотность тёмной материи составляет порядка 0.3 Гэв/см3 , что соответствует примерно одной частице на стакан.
Существуют некоторые косвенные данные о сушествовании упомянутых колец. Так, на расстоянии порядка 18 килопарсек обнаружено кольцо так называемых призрачных звёзд, которое предположительно образовалось при падении некой карликовой Галактики на Млечный путь. В этом и состоит механизм образования такого кольца как тёмной, так и светящейся материи, которые связаны гравитационно. Аналогичным образом на расстоянии порядка 4 килопарсеков отмечена повышенная плотность молекулярного водорода, который также мог попасть в гравитациооный потенциал от тёмной материи.
Так или иначе, такой профиль тёмной материи позволяет одновременно описать и кривую вращения звёзд в нашей галактике и данные по рассеянным гамма лучам. Примечательно, что суперсимметричная интерпретация тёмной материи в виде тяжёлых фотино, подлежит прямой проверке в экспериментах на LHC в ближайшие годы. Таким образом мы узнаем не только о возможном существовании суперсимметричных частиц, но и прикоснёмся к тёмной материи.
*) В.деБур, К.Сандер, В.Жуков, А.Гладышев и Д.Казаков, Astronomy & Astrophysics, 444 (2005) 51.
Дмитрий Казаков
См. также:
Дмитрий Казаков: "Нашей науке не хватает большого дела"
"Как связать в одной упряжке творца и менеджера?" Интервью с Юрием Оганесяном
