Как да открием тъмната материя?

Само 5% от нашата Вселена се състоят от обичайна (барионна) материя. Останалите 95% се падат на тайнствената тъмна материя и още по-тайнствената тъмна енергия, чиято природа остава неизвестна.

През 1933 година американският астроном от швейцарски произход Фриц Цвики, наблюдавайки шестстотин галактики в клъстера Кома, разположен на 300 млн. светлинни години от Млечния път по посока съзвездие Косите на Вероника, открил, че масата на този галактичен куп, определена на базата на скоростта на движение на галактиката (така наречената динамична маса), е 50 пъти повече от масата, изчислена с оценка на светимостта на звездите.

Три години по-късно американецът Синклер Смит се сблъскал със същия недостиг на маса в галактичния куп Дева. Толкова сериозно разминаване било невъзможно да се обясни с грешка в изчисленията, затова учените стигнали до заключението, че Млечният път и някои спирални галактики съдържат несветещо вещество, чиято маса значително превишава масата на звездите.

Това „невидимо“ вещество било наречено от Цвики „тъмна материя“. Холандският астроном Ян Оорт предложил този термин година по-рано, но го използвал за излагане на грешна хипотеза. Затова за баща на тъмната материя все пак се смята Цвики.

Алтернативите

Много дълго тъмната материя не интересувала почти никого. Астрономите смятали, че проблемът със скритата маса ще се реши, след като успеят да съберат по-пълна информация за космическия газ и много бледите звезди.

Ситуацията започнала да се променя едва след като през 1970 година американските астрономи Вера Рубин и Кент Форд публикували резултатите от измерването на скоростта на звездите и газовите облаци на голямата спирална галактика М31 – Андромеда.

Против всички очаквания се оказало, че далеч от нейния център тези скорости са приблизително постоянни. След няколко години те получили аналогични данни за десетки спирални галактики, а скоро ги потвърдили и други изследователи.

Скоростта на планета, въртяща се около единична звезда, е обратнопропорционална на корен квадратен от радиуса на нейната орбита – следователно с разстоянието тя намалява монотонно. Свързано е с това, че силата на привличане на звездата намалява обратнопропорционално на квадрата на разстоянието, а други източници на гравитация в тази система няма.

Основната маса на галактиката, напротив, се пада на звездите и газовите купове, намиращи се на прилична дистанция от нейното ядро. Затова скоростта на вътрегалактичните обекти с отдалечаването от ядрото трябва да нараства, достигайки максимума, а след това да намалява до много малки стойности. Точно това не успели да открият учените – с преминаване на максимума скоростта намалявала, но не се стремяла към нула.

След това се открили и други аномалии. В бледите елиптични галактики скоростта на звездите по периферията изобщо не желаела да спада и достигала пределни стойности, увеличавайки се постепенно. Към началото на 80-те години на ХХ век астрономите заподозрели, че за обяснение на динамиката на галактиките и галактичните купове е необходимо да се отчитат неизвестни по-рано фактори.

Мнозина още дълго обвинявали в разминаването с теорията гравитационното въздействие на невидими купове от студен газ и изстиващи бели джуджета, но тези данни не се потвърдили. Затова вече повече от тридесет години в борбата за интерпретация на аномалията се конкурират два принципно различни подхода.

Първият от тях се основава на пренаписване на втория закон на Нютон, вторият – на търсене на нови източници на гравитационни полета с галактични мащаби.

Прав ли е Нютон?

Принципно не е особено трудно да се обясни стабилизирането на звездните скорости на външните граници на спиралните галактики. Достатъчно е да се предположи, че Нютоновият закон за всемирно привличане не работи на гигантски разстояния, сравними с отдалечението на периферните звезди от галактичния център.

Да допуснем, че силата на привличане на такива звезди към централната област на галактиката намалява обратнопропорционално на разстоянието, тоест доста по-бавно, отколкото е предписано от Нютон. В този случай звездните скорости по периферията ще бъдат постоянни и ненулеви. Но тази проста хипотеза води до изводи, които не се потвърждават от наблюденията.

В началото на 80-те години израелският физик Мордехай Милгром установил, че наблюдаваните аномалии могат да се обяснят, ако се коригира основният закон на Нютоновата механика, в съответствие с който ускорението е пропорционално на действащата на тялото сила.

Милгром смятал, че много малки ускорения са пропорционални не на силата, а на нейния квадратен корен. Тази концепция е известна като модифицирана Нютонова динамика (Modified Newtonian Dynamics, MOND). Въз основа на нея са разработени протоколи за изчисления, позволяващи да се обясни не само поведението на звездните скорости, но и още много други особености на динамиката на галактиките.

По-късно теорията на Милгром била обобщена и разширили нейните възможности, което позволило да се обясни ефектът на гравитационно линзиране, който за първата версия на MOND оставал нерешена задача.

Моделът MOND се оказал рядко жизнеспособен. Чак до днес той има убедени, макар и не многобройни привърженици, които продължават да го усъвършенстват. Но повечето специалисти все пак смятат, че галактичните аномалии може да се обяснят и без радикално покушение върху основите на Нютоновата динамика, което изисква и преразглеждане на общата теория на относителността.

Едновременно с MOND започнала да се формира конкурираща парадигма. Тя е основана на хипотезата, според която в създаването на галактичните гравитационни полета участват частици, изплъзващи се досега от наблюдения. Тъкмо те се наричат тъмна материя.

Тъмните частици

Хипотетичните частици на тази загадъчна субстанция дошли в астрономията от космологията. Преди четиридесет години станало ясно, че нашата Вселена има плоска или почти плоска геометрия и затова средната плътност на нейното вещество трябва да не е много различно от 10−29 г/см³.

Още тогава било очевидно, че известното на науката вещество не е достатъчно за това. Проблемът можел да се отстрани, като се предположи, че масата на многобройните реликтови неутрино е от порядъка на 20 електронволта. Учените, обявили тази идея, смятали, че масивните неутрино се струпват по периферията на галактичните купове и създават гравитационно поле, необходимо за стабилизирането на звездните скорости.

Така за първи път било изказано предположение, че тъмната материя може да има небарионна природа, тоест да не се състои от протони и неутрони. Впрочем тази хипотеза не се потвърдила, тъй като с времето станало ясно, че масата на всичките три разновидности неутрино не превишава няколко десети от електронволта.

Но през 1978 г. Джеймс Гън и неговите съавтори стигнали до извода, че от Големия взрив може да са останали доста по-масивни стабилни частици с небарионна природа, които съставят тъмната материя.

Подобно на неутриното те са електрически неутрални и следователно не могат да излъчват и поглъщат фотони – в противен случай лесно биха били открити. Шест години по-късно станало ясно, че натрупване на подобни частици може да формира гравитационни кладенци, които допринасят за образуването на галактиките и стабилизират скоростта на периферните звезди.

Тези частици поради голямата маса още на стадия на раждане на първите галактики (а фактически – доста по-рано) трябва да са се движели много по-бавно от светлината. Затова те се наричат студени – за разлика от „горещите“ неутрино, движещи се почти със светлинна скорост. Така в средата на 80-те години възникнала концепцията за студена тъмна материя, която доминира и до днес.

Оттогава са изминали тридесет години. За това време теоретиците са измислили множество версии на частици на тъмната материя (и не само студени), а експериментаторите са конструирали и изпробвали различни детектори, предназначени за тяхното регистриране.

Нищо обаче не се променило. Търсенето на Хигс бозона отнело 23 години (1989−2012) и се провеждало на три колайдера – LEP, Теватрон и Големия адронен колайдер. Тъмната материя се търси на десетки инсталации от 1990 година насам, но засега безуспешно.

Студените кандидати

Хигс бозонът станал последната новооткрита частица, чието съществуване било предсказано въз основа на господстващата теория на микрокосмоса – Стандартния модел на елементарните частици. Частиците тъмна материя, ако те съществуват, не се описват от тази теория.

В студен вариант те трябва да са нерелативистки, много слабо взаимодействат помежду си и с обичайната материя и изобщо (или в краен случай – почти) не взаимодействат с фотоните. В същото време те трябва да създават гравитационно поле, както и частиците от Стандартния модел. Затова ги наричат слабо взаимодействащи масивни частици, или вимпове (Weekly Interacting Massive Particles, WIMP).

Както показват моделните изчисления, вимповете могат да бъдат десетки, или – което е вероятно – стотици и хиляди пъти по-тежки от протона. Не е изключено да ги открият, ако не на Големия адронен колайдер, то на суперколайдера от ново поколение със сумарна енергия на сблъсък 100 тераелектронволта (от порядъка на 100 000 протонни маси), чието строителство ще започне след 2020 година.

Най-популярните претенденти за званието вимп са предложени на основа на теорията на суперсиметрията. Тя твърди, че всяка частица от Стандартния модел има така наречения суперпартньор (или суперпартньори), чийто спин с 1/2 се отличава от нейния собствен.

Затова частиците с половин спин, фермионите, съответстват на суперпартньори с цял спин, бозоните, а суперпартньорите на бозоните са фермионите. Суперчастиците могат да се разпадат, но най-леката от тях трябва да е стабилна. Именно тя се смята за най-добър кандидат за ролята на частицата на тъмната материя и учените се опитват да я регистрират в повечето експерименти.

От всички теоретични версии за такава частица специалистите предпочитат неутралиното – квантова смес от суперпартньори на фотона, Z-бозона и Хигс бозона.

Вимпове и виспове

Историята на безуспешното търсене на вимповете е дълга и завладяваща като добър криминален роман, но ние ще се ограничим с две събития.

През април 2013 година участниците в колаборацията CDMS съобщават за възможната регистрация на три сблъсъка на вимпове със силициеви ядра в криогенен детектор, монтиран на дълбочина 700 метра в стара мина в Минесота. Само след половин година тази информация решително е опровергана от групата LUX, работеща с детектор на течен ксенон на дълбочина 1480 метра в закритата през 2002 година мина Хоумстейк в Южна Дакота.

Техният нулев резултат поставя под съмнение съществуването на леки вимпове с маса от 20 до 100 гигаелектронволта – в този диапазон детекторът на проекта LUX заема първо място в света по ниво на чувствителност.

Сега се готви нов цикъл на измерване с продължителност 300 дни, резултатите от който се чакат от учените с голямо нетърпение. Същият екип работи над създаването на детектора LZ със 7 т ксенон, който може да влезе в експлоатация през 2019 година.

Косвеното търсене на тъмна материя обикновено е насочено към регистрирането на гама-кванти, които могат да се родят при сблъсък на вимпове в Далечния космос, в Слънцето и дори в земните дълбини.

Тъй като природата на вимповете е неизвестна, никой не знае какво точно трябва да се търси и как да се интерпретират получените резултати. Във всеки случай конкретни отговори все още няма.

Липсата на прогрес в търсенето на вимпове в последните години повишило интереса към още едно семейство кандидати за тъмна материя, леки слабо взаимодействащи частици – виспове (Weakly Interacting Slim Particles, WISP).

Най-голямо внимание се отделя на аксионите, които през 1977 г. изобретили Роберто Печеи и Алън Куин. Тези физици се опитали да решат доста неприятен проблем от теорията на силните ядрени взаимодействия – квантовата хромодинамика. В основното ѝ уравнение не е заложено съхраняването на СР-симетрията, която осъществява огледалното отражение и променя частиците на античастици.

Нарушението на симетрията трябва да води до появата на електричен диполен момент на неутрона, което не се наблюдава в експерименти. Пичеи и Куин предложили красив модел, който премахва това противоречие. От него произтича съществуването на леки стабилни частици, които не носят електричен заряд, но в силни магнитни полета индуцират възникването на фотони.

Това са аксионите. По-късно космолозите установили, че аксионите могат да са приемливи кандидати за частици на тъмната материя.

Аксионите трябва да са много по-леки от неутриното – според теоретични оценки техните маси се измерват с милионни части от електронволта. Колкото и да е странно, при това те се движат с нерелативистки скорости – това все още е „студена“ версия на тъмната материя. Голямо множество от тези частици би могло да се е родило скоро след Големия взрив и осигурява липсващата маса. Търсят ги от началото на 90-те години – и отново безрезултатно.

Има и други версии на тъмната материя – свръхтежки реликтови частици, реликтови черни дупки, суперпартньорите на аксионите (аксино) или гравитоните (гравитино) и „огледална материя“. Но това вече е чиста екзотика.

Техника и пари

„За търсенето на тъмна материя са създадени изключително ефективни детектори от различни типове – казва проф. Дейвид Клайн, организатор на международната конференция Dark Matter 2014, проведена в Калифорнийския университет в Лос Анджелис през февруари т.г. – Сега е необходимо да се повиши тяхната чувствителност, която зависи от масата на работното тяло.

Експериментът на групата LUX все още нищо не е дал, но тяхната инсталация съдържа едва 370 кг ксенон. А колаборацията DARWIN разработва 25-тонен ксенонов детектор. Най-добри шансове според мен имат детекторите на втечнени благородни газове – аргон и ксенон. Вече са увеличени техните възможности с четири-пет порядъка, а в близките години може да се очаква скок от още три-четири порядъка. В тази област експериментаторите изпреварват теоретиците.“

В същото време търсенето на аксиони практически буксува. И причината не е в техниката, а в парите. Ако аксионът съществува, той може да се регистрира само в много силни магнитни полета, където превръща виртуалните фотони в реални.

За това отлично биха подхождали 18-теслови магнити, каквито има на пазара, а още по-добре – експериментални 32-теслови. Те струват много пари, които не е толкова просто да се получат. Тези, които в САЩ финансират въпросната област от физиката, не вярват много в съществуването на аксиони, а в други страни с тях практически не се и занимават.

Сега в университета на Сиатъл се готви експериментът ADMX, чиито участници се опитват да открият аксиони с помощта на свръхпроводим магнит с напрегнатост на полето около 8 тесла. В такива полета от аксиона се очакват изключително слаби сигнали, а те може да се търсят до безкрайност. „Така че тук бързи резултати не се чакат“, констатира проф. Клайн.

Ученият смята, че най-добър кандидат за частица на тъмната материя е неутралино с маса от 500 до 1000 гигаелектронволта. Детекторът LUX има пик на чувствителност в района на 30 гигаелектронволта, затова не е чудно, че той нищо не е открил. Но през 2015 година ще влезе в действие детектор на 1-3 т ксенон и неговите шансове за успех вече са по-високи. А след това ще се появят и по-мощни инсталации, които са бъдещето.

Да видиш вимп

Вимповете се търсят с преки и косвени методи. Прекият метод е насочен към идентифициране на техните сблъсъци с ядра на обичайното вещество, служещо за работно тяло на детектора.

На 1 м³ пространство близо до земната повърхност има от няколкостотин до няколко хиляди вимпа. При сблъсък те губят част от кинетичната си енергия и я отдават на детектора. Макар такива сблъсъци да протичат само няколко пъти на денонощие, а отделяната енергия да е много малка, те може да се регистрират и отделят от сблъсъците с космическите лъчи и земните радионуклиди.

Има три основни начина за пряко регистриране на вимпове.

1. При отскок на ядрото може да се излъчват светлинни кванти (сцинтилация), които се улавят от фотоумножители.

2. При сблъсък с вимп атомът може да се превърне в йон, да загуби част от електроните, които може да се регистрират.

3. Ако в качеството на работно тяло се използва твърдо вещество, сблъсъкът възбужда колебания на кристалната му решетка, които също може да се проследят (за да се отделят от топлинния фон, кристалът трябва да се охлади почти до абсолютната нула). В реални експерименти тези начини може да се комбинират.

Ксенонов детектор

Най-чувствителни детектори на WIMP са инсталации на течен ксенон. В тях се използва комбиниран подход – регистрират се както сцинтилационни фотони, така и електрони на йонизацията, което позволява да се идентифицира взаимодействието с различни частици по време и относителното положение на тези събития, като се пресее „шумът“ (сблъсъкът с известни частици) и се отделят сред събитията тези, които се вписват в схемата на взаимодействие с частиците тъмна материя.

В търсене на лекотата

Един от перспективните кандидати за званието тъмна материя – аксионът, е най-известната от слабо взаимодействащите частици (WISP). Тази лека стабилна незаредена частица, теоретично предсказана в рамките на квантовата хромодинамика за обяснение на липсата на нарушение на СР-симетрия, е сложно да се открие.

Но в силни магнитни полета аксионът може да индуцира възникването на фотони. Именно този ефект се използва в експериментите по търсене на аксиони, които условно може да се нарекат „светлина през стената“ – лазерният лъч се насочва към непрозрачна стена, пред която (и зад нея) са поставени свръхпроводими магнити, генериращи мощно магнитно поле.

Съществува вероятност, че фотонът в силно магнитно поле пред стената се „конвертира“ в аксион, който преминава през преградата, а след това отново се „конвертира“ във фотон,  който вече може да се открие с много чувствителни детектори.

Експериментаторите са пристъпили към търсене на аксионите преди няколко години. През 2007-а в немската ускорителна лаборатория DESY стартира експериментът Any Light Particle Search, ALPS-I, завършил през 2010 г.

Сега в DESY се подготвя доста по-ефективният експеримент ALPS-II, с който е възможно да се открият свидетелства за съществуването на слабо взаимодействащите леки частици.

Популярная механика