А. С. Маликова

Кандидаты на роль темной материи

Введение

    В современной космологии достоверно известно количество темной материи, однако ее природа до сих пор до конца не изучена. Определение природы и обнаружение темной материи во Вселенной является одой из самых сложных проблем, стоящих перед современной космологией [1]. Как известно, в настоящее время существование темной материи подтверждается ее гравитационным влиянием на поведение астрофизических систем, находящихся на различных космологических масштабах. Наиболее естественным объяснением данного явления является присутствие во Вселенной пока ненаблюдаемых массивных частиц [2]. В разделах 1 и 2 мы рассмотрим наиболее популярных кандидатов на роль частиц темной материи.

1. Барионная темная материя

    Изначально считалось, что неизлучающая  барионная темная материя может давать большой вклад в отсутствующую составляющую материи во Вселенной. Однако проведенные в этой области исследования пока не выявили значительного количества компонент, которые бы были способны решить проблемы недостающих масс.

 1.1.  Массивные компактные объекты гало галактики (MACHOs)

    Одной из возможностей, изученным в дальнейшем, было существование материи в виде Массивных Астрофизических Компактных Объектов (MACHOs), которые не видны из-за своих малых размеров и светимости. Поиск MACHOs был реализован с помощью микролинзирования [3]. Они могут существовать виде белых карликов, нейтронных звезд, черных дыр, а также коричневых карликов – космических тел с массами значительно меньше, чем масса Солнца (M < 0.08M_Солнца). Из-за отсутствия ядерного синтеза внутри этих объектов вследствие недостаточно высокого гравитационного давления, излучение коричневых карликов очень слабо, если не считать излучения тех из них, которые находятся на ранней стадии своего развития [2].
    Однако недавние измерения, опубликованые коллаборацией MACHO, вводят ограничение на величину суммарного вклада MACHOs в темную материю. Масса MACHOs в гало галактик cоставляет лишь 18% от массы гало [3].

 1.2. Странглеты (страпельки) и нуклеариты

    Одним из кандидатов на роль темной материи была странная кварковая материя. Она образована примерно равным числом верхних, нижних и странных кварков. Странглет – это объект, состоящий из странной кварковой материи, обладающий электрическим и/или барионным зарядом. Странглет, окруженный электронным облаком, носит называние нуклеарит и представляет собой нейтральную странную кварковую материю [2].

 1.3. Технибарионы

    При дополнении идей странной квантовой материи теорией техницвета возникла модель технибарионной материи. В свою очередь, теория техницвета – это некоторая теория, не укладывающаяся в рамки Стандартной модели. В ней описывается механизм нарушения электрослабой симметрии, однако он сильно разнится с хиггсовским механизмом [4]. Модель техницвета схожа с квантовой хромодинамикой, однако энергетический масштаб первой больше на три порядка. Массы предсказываемых технибарионов должны быть порядка 1 TэВ. Сгустки технибарионной материи носят названия «технеты» [2]. Однако в связи с тем, что теория техницвета предполагала отсутствие хиггсовского бозона как фундаментальной частицы, и вследствие открытия в 2013 году данной частицы, можно считать вышеизложенную теорию неактуальной.  

1.4. Магнитные монополи

В 1931 году t монополь Дирака, который позволил объяснить квантование электрического заряда. Минимальный магнитный заряд g связан с электрическим зарядом e следующим соотношением

Предполагая радиус электрона равным радиусу монополя, получаем:

откуда масса монополя [5]:

1.5. Зеркальные частицы

    Теория «зеркальной материи» возникла порядка 60 лет тому назад. В настоящее время она рассматривается как возможная составляющая невидимой темной материи.
История «зеркальных частиц» началась с того, что в середине 50-х годов Янг и Ли выдвинули теорию вырождения частиц по четности в связи с распадом положительного каона. Затем Ландау предложил временное решение проблемы, назвав зеркальными – античастицы, отличающиеся от частиц лишь знаком заряда. Тогда же рождается идея комбинированной СР-симметрии. Однако распады нейтрального каона привели к тому, что СР-симметрия была нарушена. После этого Окунь, Померанчук и Кобзарев предположили, что у каждой частицы и античастицы должна быть своя «зеркальная частица», отличающаяся только числом Алисы. Также был введен новый тип симметрии – СРА-симметрия. Операция зеркального отражения получила название А-преобразования [6].
    В настоящее время суть теории заключается в присвоении всем частицам, кроме гравитона, зеркальных партнеров. Массы зеркальных частиц и обычных равны. Считается, что зеркальное слабое взаимодействие правое. Взаимодействие между двумя секторами происходит либо гравитационно, либо с помощью смешивания обычных и зеркальных фотонов и нейтрино [2].

2. Небарионная темная материя

    Существует большое количество потенциальных кандидатов на роль небарионной темной материи, которые представлены в таблице 1. В этой главе мы рассмотрим некоторые из них: нейтрино, аксионы, космионы, суперсимметричные частицы, слабовзаимодействующие частицы.

2.1. Легкие нейтрино

    Ожидалось, что кандидаты на роль темной материи будут взаимодействовать с веществом с помощью гравитационного и, возможно, слабого взаимодействия.  На текущий момент нейтрино подходит под такое описание. Нейтрино являются фундаментальными фермионами со спином ½, которые взаимодействуют с помощью слабых сил, электрически нейтральны и существуют в 3-х поколениях – τ-, μ- и е-нейтрино. И так как в экспериментах с солнечными, атмосферными и ускорительными нейтрино были обнаружены осцилляцию, то они должны быть еще и массивными частицами. Существует целый ряд экспериментальных попыток наложить ограничения на массу нейтрино [3]. Наиболее точное лабораторное ограничение следует из эксперимента по β-распада трития в Троицке и Майнце, дающий верхний передел для массы нейтрино [7]: m < 2.05 эВ.
    Нейтринная плотность легких майорановских нейтрино связана с фотонной соотношением:

где, n_γ ≈ 400 cм ^-3. Таким образом, количество нейтрино должно превосходить количество барионов примерно в 10⁹ раз. Отсюда следует, что даже малая масса нейтрино могла бы определять динамику Вселенной.

 Таблица 1. Небарионные кандидаты на роль темной материи. [8]

2.2. Тяжелые нейтрино

    Возникновение сверхтяжелых нейтрино выходит за рамки стандартной модели. Из измерения ширины распада Z⁰-бозона следует существование легких нейтрино трех видов, о которых было упомянуто выше, и невозможность существования нейтрино с массами до 45 ГэВ. Поэтому предполагают, что массы тяжелых нейтрино лежат в диапазоне от 45 ГэВ до 1 ТэВ.
    Тяжелые нейтрино являются частицами холодной темной материи. Их присутствие могло привести к раннему гравитационному сжатию материи. В этом случае сначала происходило бы образование более мелких структур. Скопления и суперскопления галактик сформировались бы позднее путем аккумулирования отдельных групп галактик (bottom – up модель) [8].

Рис. 1. Лабораторные, астрофизические и космологические ограничения на массу аксиона
[K.Hagiwara et al. Physical Review D, 66:10001, (2002)]

2.3. Аксионы

    Аксионы возникли при попытке решить проблему CP-нарушения  в квантовой хромодинамике. Аксионы также часто рассматриваются как кандидаты на роль темной материи [7].
    Масса аксиона дается выражением:

где f_a – постоянная распада аксиона.

    Аксионы могут распадаться на пару фотонов, превращаться в фотон под действием магнитного поля. В лабораторных условиях ведется непрерывный поиск данных частиц. В настоящее время известен нижний предел для масс аксионов ~ 10^-3–10^-5 эВ. А теоретическая модель дает возможность разброса масс в 18 порядков. Однако существуют экспериментальные ограничения на массу аксиона, которые представлены на рисунке 1.
    В настоящее время существование аксиона остается открытым вопросом, так как никаких экспериментальных данных на этот счет получено не было [9].

 2.4. WIMP. Слабовзаимодействующие массивные частицы

    Класс слабовзаимодействующих массивных частиц (вимпы) являются одними из наиболее популярных частиц, имеющих отношение к темной материи. Их появление  приходится на первые мгновения после Большого взрыва. Изначально возникновение вимпов связано с проблемой нарушения теории электрослабого взаимодействия. Помимо гравитационного, они могут участвовать только в слабом взаимодействии. Это поясняет, почему до сих пор вимпы так и не были обнаружены.

2.5. Суперсимметричные частицы

    Суперсимметрия SUSYподразумевает расширение стандатной модели путем введения для каждой частицы её соответствующего суперпартнера, спин которого отличается на ½. Общепринятый подход к изучению суперсимметрии предполагает минимальное расширение стандартной модели – MSSM (Minimal Supersymmetric Standard Model). В рамках данного расширения фермионы получают скалярных партнеров, а глюоны и калибровочные бозоны получают фермионных партнеров – глюино, бино и вино. Каждому нейтральному хиггсовскому бозону ставится хиггсино со спином ½, вводится еще одно поле Хиггса. На рисунке 2 показана схема стандартной модели с учетом суперсимметричных частиц. Красным цветом отмечены фермионы, бозоны – синим и зеленым.
    Стандартная модель и суперсимметричные партнеры различаются по дискретному квантовому числу – R-четностью, которая задается следующим выражением:

R = (-1)^3B+L+2s,

где В – барионное число, L – лептонное число, s – спин частицы.

Рис.2. Схема стандартной модели с учетом суперсимметричных частиц [http://elementy.ru/LHC/HEP/SM/SUSY]

    Так как для обычных частиц R= – 1, а для ее суперпартнера R= +1, то, исходя из закона сохранения R-четности, такие частицы могут образовываться только парами. Распад суперсимметричных частиц происходит только на четное количество частиц. Хотя из нарушения B- или L-четности может вытекать нарушение R-четности, однако существует ряд строгих ограничений на ее нарушение. Легчайшая суперсимметричная частица, как следствие, должны быть стабильна. Исходя из экспериментальных оценок, ученые пришли к выводу, что легчайшая суперсимметричная частица помимо гравитационного взаимодействия, принимает участие только в слабом.
    Обычно выделяют следующих кандидатов на роль такой частицы: зино (S = 1/2), фотино (S = 1/2), хиггсино (S = 1/2), снейтрино (S = 0) и гравитино (S = 3/2). Однако, как правило, в теории используется линейная комбинация вышеназванных частиц со спином ½. Такая частица носит название нейтралино и имеет массу более 10 ГэВ/c².
    Данные суперсимметричные частицы играют важную роль в изучени данного вопроса, поскольку их возникновение изначально не было связано с проблемой темной материи [2].

 2.6.   Космионы

    Изначально космионы представляли собой частицы, введенные для решения проблемы солнечных нейтрино. Двигаясь с большой скоростью, частицы способны легко проникать сквозь поверхность звезд. Затем в центральной области звезды происходит столкновение космионов с ядрами. При больших потерях энергии частицы оказываются неспособными покинуть звезду, вследствие чего происходит их накопление. Они дают вклад в охлаждение центральной области Солнца, так как находясь внутри звезды, космионы влияют на характер передачи энергии. Из этого вытекает меньшая вероятность образования нейтрино в реакции

⁸B → ⁸Be^*+ e⁺+ ν_e

В связи с чем уменьшается поток нейтрино, доходящий до Земли. Для разрешения этой нейтринной проблемы космион должен иметь массу в интервале от 4 до 11 ГэВ/c² и сечение реакции взаимодействия космионов с материей должно иметь значение 10^-36 см². Однако на деле эксперимент не подтверждает данные параметры [8].
    Открытие в 2001 году осцилляции нейтрино привело к тому, что проблема солнечных нейтрино решилась другим способом. Однако это не опровергает возможности существования космионов.

Заключение

    Таким образом, мы познакомились с кандидатами на роль темной материи. Поиск частиц темной материи осуществляется разными способами: в экспериментах на коллайдерах (CDF и D0 на Тэватроне, LHC и др.), непрямыми методами поиска (регистрация продуктов аннигиляции вимпов, регистрация нейтрино в нейтринном телескопе, регистрация фотонов гамма-телескопами и др.) а так же прямая регистрация с помощью различных детекторов. Реализация совокупности экспериментов различного типа открывает перспективы обнаружения частиц, составляющих темную материю Вселенной.

 Список литературы

1. Keith A. Olive. Advances in Space Research 42 (2008) 581-590
2. В.А. Рябов и др. Москва: УФН 178, 1129 (2008).
3. E.J. Barnes. A veto for the ZEPLIN-III Dark Matter Detector. Thesis submitted for the degree of Doctor of Philosophy in the subject of Physics, The University of Edinburgh, 2010
4. J.R. Andersen et.al. Eur.Phys.J.Plus 126:81,2011
5. Г.В. Клапдор-Клайнгротхаус и др. Астрофизика элементарных частиц. Москва: УФН (2000)
6. Л.Б. Окунь. Москва: УФН 177, 397 (2007)
7. G. Bertone et.al. Phys.Rep. 430, 5–6, 279, 2005
8. Г.В. Клапдор-Клайнгротхаус, А. Штаудт. Неускорительная физика элементарных частиц. М.: Наука. Физматлит, 1997
9. А.В. Лубашевский. Результаты поиска WIMP в эксперименте EDELWEISS. Автореферат диссертации на соискание ученой степени к.ф.м.н., ОИЯИ, Дубна, 2010.