Обозревая небо

В главе 12 я описал, как благодаря обзорам красных смещений галактик была открыта невероятная паутиноподобная структура видимой части Вселенной: скопления галактик, формирующих нити, разделенные практически пустыми войдами. Начиная с 2000 года проводились и проводятся десятки новых обзоров, благодаря которым имеющаяся база данных существенно расширилась.

В ходе наиболее обширного из них, Слоановского цифрового небесного обзора (Sloan Digital Sky Survey, SDSS), использовался оптический телескоп с широкоугольным 2,5-метровым объективом, установленный в обсерватории «Апачи-Пойнт», штат Нью-Мексико. Обзор SDSS начался в 2000 году и продолжается до сих пор. За это время накопились результаты наблюдений 500 млн. объектов, включая спектры 500 тыс. новых объектов, свет от которых шел к нам 7 млрд. лет.

Одна из составных частей проекта SDSS — спектроскопический обзор барионных колебаний (Baryon Oscillation Spectrographic Survey, BOSS) — особенно важен с точки зрения космологии. В ходе этого исследования ученые нанесли на карту Вселенной пространственное распределение ярких красных галактик (LRG), а также квазаров. Цель этого обзора — получить акустический сигнал, идущий от барионов (атомного вещества) ранней Вселенной. В распределении ранних галактик заключен след, подобный тому отпечатку, который звуковые волны, вызванные первичными флуктуациями, оставили на узоре реликтового излучения. Хотя из-за этих флуктуации неоднородные участки появились не только в атомной, но и в темной материи, последняя не сопротивляется гравитационному коллапсу участков высокой плотности, в то время как атомное вещество имеет давление, которое противится гравитации. Вследствие действия этих двух противоположных сил возникают колебания, влияющие на распределение галактик в пространстве.

В 2005 году, используя данные наблюдений 46 748 ярких красных галактик с красным смещением от 0,16 до 0,47, исследовательская группа из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики под руководством Дэниела Эйзенштейна сообщила об участке с несколько избыточным количеством галактик. Этот участок отделен от нас расстоянием 500 млн. световых лет и соответствует по форме и расположению ожидаемому отпечатку звуковых колебаний, образовавшихся во время рекомбинации согласно предсказанию стандартной космологической модели.

 

Слушая Большой взрыв

В предыдущей главе мы завершили обзор последнего десятилетия второго тысячелетия нашей эры иллюстрацией угловых спектров, полученных обсерваторией СОВЕ, а также в процессе 16 наземных и аэростатных экспериментов по исследованию реликтового излучения, последовавших вскоре. Последние имели лучшее угловое разрешение, но меньшую статистическую точность (см. рис. 13.5). В ходе этих экспериментов были обнаружены первые признаки ожидаемого основного акустического пика, чего не удалось достичь проекту СОВЕ. В первый год нового десятилетия в ходе наблюдений с помощью двух высотных аэростатов и двух более мощных космических телескопов наличие этого пика в спектре было убедительно подтверждено, а кроме того, обнаружены еще два пика.

Две крупные международные коллаборации организовали аэростатные эксперименты под названиями BOOMERANG (Balloon Observations of Millimetric Extragalactic Radiation and Geophysics) и MAXIMA (Millimeter Anisotropy Experiment Imaging Array). Аэростат BOOMERANG пролетел над Южным полюсом в 1998 и 2003 годах на высоте более 42 км. Аэростат MAXIMA совершил полеты на высоте 40 км над Палестайном, штат Техас, в 1998 и 1999 годах. Объединенные результаты этих исследований, представленные на рис. 14.1, были опубликованы в совместной работе в 2001 году. Эти данные подтвердили наличие не только основного пика при l = 220, но также меньших вторичных пиков при l = 500 и 750.

Полученные данные требовалось сопоставить с двумя моделями. В той из них, которая лучше соответствовала эмпирическим данным, 70% плотности составляла темная энергия, 20% — холодная темная материя и 10% — барионы, при этом общая плотность Вселенной равнялась критической с точностью до 4%.

Рис. 14.1. Угловые спектры реликтового излучения, согласно данным аппаратов BOOMERANG и MAXIMA. Рисунок из работы: Jaffe Andrew H., Ade P. A. R., Balbi A., Bock J. J., Bond J. R., Borrill J., Boscaleri A. et al. Cosmology from MAXIMA-1, BOOMERANG, and СОВЕ DMR Cosmic Microwave Background Observations // Physical Review Letters, 86,2001. — № 16:3475–3479. © 2001 by the American Physical Society. Использован с разрешения правообладателя

Но все же нет для нас ничего дороже космоса (во всех отношениях). 30 декабря 2001 года с мыса Канаверал был запущен микроволновый анизотропный зонд НАСА (NASA Microwave Anisotropy Probe). Позже его переименовали в микроволновый анизотропный зонд Уилкинсона (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe — WMAP) в честь пионера микроволновой астрономии Дэвида Уилкинсона, умершего в 2002 году. 

Космическая обсерватория WMAP собирала данные в течение девяти лет. Окончательные результаты были опубликованы в 2013 году.

На рис. 14.2 изображен график углового спектра мощности реликтового излучения, полученный на основании данных, собранных за первые семь лет наблюдений. На нем хорошо различимы вторичные акустические пики. Кривая получена путем аппроксимации этих данных, помещенных в модель с шестью параметрами, которую я кратко опишу в дальнейшем.

Как и солнечный свет, микроволновое излучение поляризуется. Результаты исследования этой поляризации, также показанные на рисунке, были опубликованы в отчетах по проекту WMAP и другим экспериментам.

Но важно помнить, что не следует ожидать от звукового спектра, изображенного здесь, точного сходства со спектром звучания музыкального инструмента. На самом деле, если значения частоты и интенсивности этого звука сместить в диапазон, доступный человеческому уху, получится нечто, на слух неотличимое от обычного шума. Посмотрите и послушайте лекции 15 и 16 Марка Уиттла из серии Great Courses. Лектор не только демонстрирует эти прелестные звуки, но и пытается выделить различные гармоники и сделать «музыку сфер» более музыкальной. Также рекомендую посетить его веб-сайт «Космическая акустика».

В расширяющемся шаре из фотонов и других частиц, вибрации которых произвели этот звук, присутствовал ряд «искажений». Благодаря этому заполнились пробелы и частично снизилась мощность более высоких гармоник в угловом спектре. Но, что удивительно, эти искажения предоставляют нам информацию о природе породившей их среды, которую мы не получили бы из одного только чистого спектра.

Программа-симулятор Большого взрыва под названием CMBFAST, написанная Урошем Сельяком и Матиасом Зальдарриагой, широко используется для совмещения данных по анизотропии и поляризации реликтового излучения с различными моделями. Давайте же посмотрим на модель, которая все еще впечатляюще хорошо описывает все имеющиеся данные, хотя по мере совершенствования базы данных будут появляться все более сложные и глубокие модели.

 

LCDM

По мере того как благодаря сотрудничеству астрономов-наблюдателей и астрофизиков появлялись все более точные данные измерений угловых спектров мощности и поляризации реликтового излучения, а также другие выдающиеся астрономические наблюдения, такие как ускоренное расширение Вселенной и паутинная галактическая структура, физики-теоретики и космологи занимались разработкой моделей, призванных описать полученные данные на языке фундаментальной физической науки.

Рис. 14.2. Спектры температуры и температуры-поляризации реликтового излучения, согласно данным, собранным зондом WMAP за семь лет. Аппроксимация данных с помощью модели LCDM с шестью параметрами, описанной далее. Изображение из статьи: Jarosik N. et al. Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotrophy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results // Astrophysical Journal Supplement Series, 192, 2011. — №2:14. © AAS. Используется с разрешения правообладателя 

Сравнительно простая модель, которую использовали для описания данных, полученных обсерваторией WMAP на 2005 год, называется моделью LCDM с шестью параметрами. Эта модель предполагает, что Вселенная состоит из барионной (атомной) материи, холодной темной материи (CDM) и темной энергии (L), являющейся результатом действия космологической постоянной. Параметры модели таковы:

♦ Ωb — плотность барионной материи по отношению к критической плотности;

♦ Ωc — плотность холодной темной материи по отношению к критической плотности;

♦ ΩL — плотность темной энергии по отношению к критической плотности;

♦ n — спектральный индекс, характеризующий первичную флуктуацию спектральной плотности (см. главу 11);

♦ А — амплитуда первичной флуктуации;

♦ τ — оптическая толща на момент реионизации.

Явление реионизации до сих пор не упоминалось. Чтобы описать его, мне придется подробнее рассказать о развитии Вселенной от момента последнего рассеяния до формирования первых звезд, которое станет важной частью этой истории.

 

Первые звезды

Сразу после рассеяния фотонов, на 380 000-м году своего существования, Вселенная представляла собой шар горячего газа, состоящего из атомов (в основном водорода и гелия), наряду с газом из фотонов, более не вступающим во взаимодействие, и все это имело одну и ту же температуру — 3000 К. Эта температура соответствует пиковой длине волны около 1 мкм, лежащей в околоинфракрасной части спектра черного тела. Однако, поскольку этот спектр довольно широк, во Вселенной все еще остается много видимого света и небеса имеют яркооранжевый цвет.

По мере того как газовый шар расширялся, обе его составляющие синхронно остывали, их спектральные пики приходились на все более и более длинные волны и небо становилось все краснее, пока примерно через 6 млн. лет после своего рождения Вселенная почти не перестала испускать видимый свет. Последовавший за этим период, названный Темными веками, длился несколько сотен миллионов лет, пока не сформировались первые звезды и во Вселенной снова не появился видимый свет.

Темная материя тоже расширялась. Когда она остыла, то стала формировать сгустки, вследствие чего менее массивная атомная материя также начала сгущаться вместе с ней. Поскольку темная материя слабо взаимодействует с остальным веществом, ее сгущение не привело к какой-либо потере энергии. Атомы же чаще сталкивались друг с другом, вследствие чего энергия рассеивалась и они остывали быстрее, чем это происходило бы вследствие одного только расширения Вселенной. Благодаря этому собственной гравитации атомов вместе с гравитацией темной материи стало еще проще сжимать атомное вещество все сильнее. Таким образом, внутри более холодной окружающей среды формировались горячие плотные ядра. В итоге температура и давление этих ядер достигли уровня, достаточного для того, чтобы запустилась реакция термоядерного синтеза и начался процесс формирования звезд.

Однако они были не очень похожи на звезды в современной Вселенной. Самые первые звезды были примерно в 100 раз массивнее сегодняшних и практически полностью состояли из водорода и гелия. Как следствие, они имели очень высокую температуру и излучали ультрафиолетовый свет, который ионизировал окружающую среду. Этот процесс называется реионизацией.

Первые галактики, образовавшиеся, когда эти звезды сформировали скопления, представляли собой квазары и другие формы активных галактик со сверхмассивными черными дырами в центре, интенсивное излучение которых также вносило свой вклад в реионизацию.

Итак, в некогда темной электрически нейтральной Вселенной снова появились заряженные частицы. Хотя их плотность была намного меньше, чем до момента последнего рассеяния, ее было достаточно для того, чтобы пространство частично утратило прозрачность, которую приобрело вместе с потерей заряда. Благодаря этому туману, образовавшемуся вследствие реионизации, интенсивность реликтового излучения, которое мы в конечном итоге наблюдаем на Земле, снизилась. В модели LCDM этот процесс описывается параметром, называемым оптической толщей на момент реионизации т, который характеризует густоту тумана. На основании этого параметра ученые смогли рассчитать, когда произошла реионизация. Это случилось примерно через 400 млн. лет после Большого взрыва.

 

Космическая обсерватория «Планк»

Четырнадцатого мая 2009 года с космодрома Гвианского космического центра, расположенного во Французской Гвиане, был запущен «Планк» — астрономический спутник Европейского космического агентства. Эта космическая обсерватория начала собирать данные в феврале 2010 года. Первые результаты были опубликованы в марте 2013 года. Угловой спектр мощности реликтового излучения по данным обсерватории «Планк» изображен на рис. 14.3.

СМИ подняли шумиху вокруг того факта, что значения некоторых параметров отличались от ранее принятых, в частности, несколько увеличился предполагаемый возраст Вселенной. На самом деле статистически значимых различий в числах не было. Особенно прошлись журналисты по «противоречиям» между данными, полученными обсерваторией «Планк» и космическим телескопом «Хаббл», а также другими аппаратами, исследовавшими галактики, сформировавшиеся спустя долгое время после образования РИ, в момент последнего рассеяния. В частности, согласно модели, описанной ранее и согласующейся с данными, полученными спутником «Планк», масса галактических скоплений составляет порядка 80% от значения, полученного в результате их панорамного обзора. Мы вскоре вернемся к этому.

Рис. 14.3. Угловой спектр мощности РИ, согласно данным обсерватории «Планк», опубликован в 2013 году. На этом графике можно увидеть полную гармоническую структуру, определенную с впечатляющей точностью. Обратите внимание на семь выпуклых участков этой кривой. В табл. 14.1 перечислены избранные параметры, полученные путем аппроксимации данных обсерватории «Планк» и космического аппарата WMAP, а также других наблюдений, которые нет нужды перечислять. Модель LCDM с шестью параметрами, описанная ранее, хорошо согласуется с данными, однако уже проводятся испытания расширенных моделей, содержащих большее количество переменных параметров. Изображение предоставлено: Planck Collaboration, Ade P. A. R. etal. Planck 2013 Results. I. Overview of Products and Scientific Results // arXiv preprint arXiv: 1303.5062 (2013) 

Таблица 14.1.

Избранные параметры, полученные путем аппроксимации данных обсерватории «Планк» и космического аппарата WMAP, а также других наблюдений

t0 … Возраст Вселенной, млрд. лет … 13,798 ± 0,037

H0 … Постоянная Хаббла, км/с/Мпк … 67,80 ± 0,77

Ωb … Относительная барионная плотность … 0,04816 ±0,00052

Ωc … Относительная плотность холодной темной материи … 0,2582 ± 0,0037

ΩL … Относительная плотность темной энергии … 0,692 ± 0,010

n … Спектральный индекс первичных флуктуации … 0,9608 ±0,0054

τ … Оптическая толща реионизации … 0,092 ± 0,013

Ωk …Плотность энергии пространственной кривизны, доверительная вероятность 95% … -0,0005 ± 0,0066

Σmν … Сумма масс нейтрино, эВ, доверительная вероятность 95% … <0,23

Neff … Эффективное число нейтрино, доверительная вероятность 95% … 3,30 ± 0,53

Yp … Массовая доля гелия, доверительная вероятность 95% … 0,267 ±0,039

ω … Параметр уравнения состояния темной энергии, доверительная вероятность 95% … -1,13 ±0,24

Значения параметров определены путем аппроксимации данных 2013 года, полученных обсерваторией «Планк», аппаратом WMAP, и в других экспериментах. Обратите внимание: это не более чем последние из имеющихся значений на момент настоящей публикации и они наверняка будут изменяться со временем по мере поступления новых данных

СМИ любят трубить о новых теориях, которые якобы опровергли расширение Вселенной, Большой взрыв или инфляцию. Но до тех пор, пока какой-то из этих теорий не удастся воспроизвести данные наблюдений, изображенные на рис. 10.4 и 14.3, так же точно и экономно, как это делается в рамках описанной здесь инфляционной модели Большого взрыва, не обращайте на них внимания. Кроме того, как мы вскоре увидим, благодаря последним наблюдениям инфляционная модель утвердилась почти настолько же прочно, как модель Большого взрыва.

С высокой степенью статистической значимости спектральный индекс первичных флуктуации теперь несколько меньше единицы, что подтверждает прогнозы инфляционной модели. Итак, инфляционная модель прошла еще одну фальсификационную проверку. Стоит отдельно отметить, что параметр уравнения состояния темной энергии все еще равен -1 (ω = -1), тем самым продолжая подтверждать гипотезу, согласно которой источником темной энергии является космологическая постоянная. Однако погрешность в 21% все же довольно велика, таким образом, еще остается вероятность существования некоторой формы квинтэссенции. В самом деле, если темная энергия представляет собой квинтэссенцию со значением ω, очень близким к -1, будет очень сложно отличить ее от космологической постоянной и точно определить ее природу.

Космологи-теоретики продолжают предлагать другие модели, одна из которых, а то и несколько, может оказаться лучше той, которую я здесь описал. Тем не менее на момент написания этих строк ни одна из них не приблизилась к тому, чтобы заменить модель LCDM.

Рабочая группа «Планк» сравнила полученные данные с несколькими моделями функции потенциальной энергии, которая запустила процесс инфляции. Хотя несколько моделей были исключены, остальные вполне имеют право на существование. В частности, не сдает позиций хаотическая модель Линде, которую я использовал в качестве примера, поскольку она наиболее проста и естественна. Она даже в какой-то мере укрепилась благодаря последним данным, касающимся первичных гравитационных волн, о которых мы вскоре поговорим.

Работа обсерватории «Планк» была остановлена 23 октября 2013 года, после того как установка истощила запасы жидкого гелия, использовавшегося в качестве охладителя.

 

Гравитационные волны

Среди прогнозов общей теории относительности было и существование гравитационных волн. Точно также, как электромагнитные волны возникают вследствие колебаний заряда, вызывающих колебания другого заряда на некотором расстоянии, гравитационные волны появляются благодаря колебаниям массы, которая вызывает колебания другой массы на некотором расстоянии. Но гравитационный эффект намного слабее электромагнитного.

В течение многих лет делались попытки непосредственно зафиксировать колебания массы, вызванные гравитационными волнами. Самым последним таким проектом стала лазерно-интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория LIGO (Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory). Она состоит из двух обсерваторий, расположенных на расстоянии 3002 км друг от друга, в Хэнфорде, штат Вашингтон, и Ливингстоне, штат Луизиана, что позволяет определять местоположение источника волн методом триангуляции. Основной элемент каждой обсерватории — Г-образная высоковакуумная трубка длиной 5 км с каждой стороны, по которой проходит лазерный пучок, отражаясь от зеркал, установленных на обоих концах трубки. По принципу действия устройство подобно интерферометру Майкельсона: гравитационную волну можно обнаружить благодаря тому, что, проходя между двумя установками, она вызовет небольшое изменение длины одного пучка по сравнению с другим по причине их интерференции. С 2002 года и до сих пор положительных результатов зафиксировано не было. В настоящее время проводится модернизация этих обсерваторий.

Но реликтовое излучение вновь подсказывает нам альтернативный подход к фундаментальному явлению. На момент написания этих строк благодаря реликтовому излучению не только были получены первые значимые доказательства существования гравитационных волн, но и появились наиболее убедительные на сегодняшний день данные в пользу инфляционной модели.

Вспомните, в главе 11, в разделе, посвященном гравитационному линзированию, мы говорили о В-моде поляризации реликтового излучения. В-мода поляризации реликтового излучения не могла появиться вследствие возмущений нормального скалярного инфлятонного поля. Однако ее обнаружение в энергетическом спектре реликтового излучения в диапазоне мультиполей 30 < l < 150 почти наверняка свидетельствует о том, что флуктуации в тензорном гравитационном поле ранней Вселенной существенно увеличились вследствие инфляции.

В своей книге «Бесконечная Вселенная: за гранью Большого взрыва» Пол Стейнхардт и Нил Тьюрок назвали обнаружение В-моды поляризации «шестым краеугольным испытанием инфляционного сценария». В 2001 году Стейнхардт, Тьюрок и двое их соавторов предложили альтернативу инфляционной космологии, названную экпиротическим сценарием, согласно которому Вселенная возникла в результате столкновения бран. Браны — это двухмерные объекты М-теории (см. главу 11). Слово «экпиротический» происходит от греческого ekpyrosis, которое стоики использовали в значении «воспламенение и очищение космоса».

Семнадцатого марта 2014 года открытие статистически значимой В-моды поляризации реликтового излучения наряду с ожидаемым спектром мощности, имеющим пики на уровне l ~ 80, с большой помпой было преподнесено еще одной исследовательской группой, работавшей над проектом BICEP2 (Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization). Нулевая гипотеза была в силу статистической маловероятности, составляющей по меньшей мере 1/3,5 млн. Данные, показанные на рис. 14.4, согласуются с моделью LCDM с тензорно-скалярным отношением, равным 0,20 ± 0,06. Космологи предостерегают от поспешных выводов, дожидаясь независимого повторения результатов и полного исключения всех других возможных источников этого эффекта. Но если это произойдет, мы станем свидетелями одного из важнейших открытий в истории науки.

Заметьте, что эффект линзирования, обнаруженный ранее другими исследователями, вносит очень незначительный вклад в случае мультиполей низкого порядка.

Рис. 14.4. Результаты эксперимента BICEP2 по исследованию В-моды поляризации в сравнении с предыдущими более низкими пределами, полученными на основании множества различных наблюдений. Кружками обозначены точки измерений при мультиполях I разных порядков с обозначенной величиной погрешности. Пунктирная кривая r = 0,2 — это предсказанное моделью LCDM тензорно-скалярное соотношение, равное 0,2. Сплошная кривая — ожидаемый эффект гравитационного линзирования. Изображение взято из статьи: Ade P. A. R. et al. Detection of B-Mode Polarization at Degree Angular Scales by BICEP2 // Physical Review Letters, 112, 2014. — №24: 241101

Обнаружение этого вида поляризации реликтового излучения исключает большую часть моделей, которые пытаются решить космологические проблемы плоскости, горизонта и однородности Вселенной, не прибегая к инфляции, включая экпиротический сценарий, как отметил сам Стейнхардт*.

 

В поисках темной материи

В главе 11 я упомянул феномен гравитационного линзирования, при котором объект с высокой массой, такой как скопление галактик, может вызвать отклонение лучей света от источника таким образом, что образуются его множественные изображения. Благодаря гравитационному линзированию удалось весьма эффективно подтвердить существование темной материи и нанести на карту ее распространенность во Вселенной. Можно ожидать, что в будущем нас ждет намного больше примеров.

Множественные изображения образуются, когда масса линзы очень высока. Это называется сильным линзированием. Если масса несколько меньше, происходит слабое линзирование, при котором не образуются множественные изображения, а просто происходит искажение внешнего вида источника. Он может выглядеть растянутым, увеличенным или и тем и другим сразу. Наряду с тем, что отдельная галактика может иметь вытянутую форму, иногда мы видим, что целый ряд таких вытянутых галактик выстраиваются в линию в каком-либо направлении — это верный признак того, что некая невидимая масса искажает их внешний вид, выступая в роли гравитационной линзы. На основании степени искажения и распределения искаженных галактик в пространстве можно определить массу и распределение этой гравитационнойлинзы. Проделав эту работу, мы получаем явное доказательство существования темной материи.

Однако гравитационное линзирование ничего не говорит нам о том, какова может быть природа частиц темной материи. За предшествующие написанию этих строк 20 лет было проведено или проводится до сих пор около 30 экспериментов, целью которых являются обнаружение и идентификация темной материи. Последние результаты вызывают мучительную надежду, но они пока еще не подтверждены.

В основном используются два метода: прямые поиски, в ходе которых ученые пытаются обнаружить прохождение частиц темной материи через детекторы, и непрямые поиски, во время которых ищут вторичные частицы, возникающие при аннигиляции частиц темной материи. До сих пор оба метода были нацелены в основном на поиски вимп-частиц, а именно нейтралино, существование которых предсказывает теория суперсимметрии. Также проводилось несколько прямых поисков, непосредственно нацеленных на обнаружение аксионов. Однако, поскольку попытки обнаружить суперчастицы на БАК до сих пор оканчиваются провалом, ученые стали больше внимания уделять возможной альтернативе — стерильным нейтрино (как уже упоминалось в главе 13).

Большинство прямых поисков проводится глубоко под землей — таким образом снижается фоновое влияние космических лучей, в то время как непрямые поиски ведутся с помощью высотных аэростатов и космических спутников. Тридцатого октября 2013 года появились первые результаты работы так называемого самого чувствительного детектора темной материи в мире — эксперимента LUX (Large Underground Xenonexperiment, «Большой подземный ксеноновый эксперимент»), проводившегося в Лиде, штат Южная Дакота. В ходе этого эксперимента не удалось подтвердить предыдущие сообщения о «намеках» на обнаружение искомых сигналов, выявленных в ходе нескольких менее чувствительных экспериментов, в достаточной мере исключив возможность существования вимпчастиц в диапазоне 5–20 ГэВ.

Намеки на обнаружение сигналов темной материи присутствовали также в отчетах о нескольких непрямых экспериментах. Акцент в них вновь-таки делается на вимп-частицах, в особенности на их разновидности, предсказанной теорией суперсимметрии.

Ожидается, что нейтралино должны выступать античастицами для самих себя, поэтому они будут аннигилировать, превращаясь в высокоэнергетические гамма-лучи, электрон-позитронные или протон-антипротонные пары. Три эксперимента, которые я здесь опишу, представляли собой непрямые поиски продуктов аннигиляции нейтралино.

Эксперимент PAMELA (Payload for Antimatter Exploration and Lightnuclei Astrophysics — «Нагрузка по исследованию антиматерии и астрофизики легких ядер») был организован коллаборацией из России, Италии, Германии и Швеции. Аппарат PAMELA был установлен на базе российского космического спутника «Ресурс-ДК1», запущенного 15 июня 2006 года. Его работа все еще продолжается. В августе 2008 года сотрудничество объявило, что им удалось обнаружить избыток позитронов в космических лучах на уровне свыше 10 ГэВ.

В ноябре 2008 года из Антарктики был запущен высотный аэростат ATIC (Advanced Thin Ionization Calorimeter — «Улучшенный тонкий ионизационный калориметр»). Он обнаружил избыток электронов в энергетическом диапазоне 300–800 ГэВ, хотя ему было не под силу отличить электроны от позитронов.

Орбитальный гамма-телескоп «Ферми» (Fermi Gamma-Ray Space Telescope, FGST) — совместный проект НАСА и космических агентств Франции, Германии, Италии, Японии и Швеции. Он был запущен с помощью ракеты «Дельта» с мыса Канаверал 11 июня 2006 года. В 2009 году сотрудничество сообщило об обнаружении избыточного количества позитронов, результаты согласовывались с данными эксперимента PAMELA. Еще более значимые данные поступили от рабочей группы PAMELA в феврале 2014 года. Ученые сообщили об «убедительном случае аннигиляции частиц темной материи».

Они наблюдали избыток гамма-лучей энергией 1–3 ГэВ, идущих из области, удаленной от центра Млечного Пути примерно на 10°. Сигнал соответствовал частице темной материи массой 31–40 ГэВ. Это, возможно, наиболее убедительное свидетельство существования нейтралинной темной материи, имеющееся на данный момент. Существование скоплений темной материи, масса которых может составлять порядка нескольких тераэлектрон-вольт, оказалось гораздо вероятнее, чем ожидалось.

Еще одним крупным проектом по поиску темной материи стал принадлежащий HACA аппарат AMS-02 (Alpha Magnetic Spectrometer, «Альфа-магнитный спектрометр»), установленный на борту Международной космической станции. Научным руководителем этого международного проекта стал лауреат Нобелевской премии по физике Сэмюэл Тинг из Массачусетского технологического института. Аппарат AMS-02 был доставлен на орбиту 19 мая 2011 года космическим шаттлом «Индевор».

В статье, опубликованной в 2013 году, Тинг с соавторами представили результаты (рис. 14.5), демонстрирующие резкое увеличение доли позитронов в промежутке 10–250 ГэВ, основанные на 6,8∙106 позитронных и электронных превращениях. Тонкая структура среди позитронов не наблюдалась, и не было обнаружено существенных изменений во времени или предпочитаемом направлении, что ожидалось в случае, если бы их источником была темная материя. Полученные результаты согласуются с результатами эксперимента PAMELA, но не с упомянутыми ранее последними данными, полученными телескопом «Ферми».

Заметьте, что на этом уровне энергии пик как будто несколько уплощается. Если по мере накопления данных пик начнет загибаться в противоположную сторону, это станет надежным подтверждением аннигиляции частицы с массой в несколько сотен гигаэлектрон-вольт. Тем не менее пока это только предварительный результат и нам придется подождать. В любом случае, отмечают авторы, характеристики полученных ими данных указывают на существование некоего нового феномена.

Рис. 14.5. Доля позитронов, согласно измерениям AMS-02. Данные были помещены в модель, которая параметризует потоки позитронов и электронов в виде суммы отдельных рассеянных степенных спектров и вклада отдельного источника. Рисунок взят с разрешения правообладателя из: Aguilar M. et al. First Result from the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station: Precision Measurement of the Positron Fraction in Primary Cosmic Rays of 0.5–350 GeV // Physical Review Letters, 110, 2013. — № 14. © 2013 by the American Physical Society

 

Последние признаки существования нейтринной темной материи

В главе 13 я упомянул, что, возможно, темная материя состоит из стерильных нейтрино. Это три вида нейтрино, которые очень слабо взаимодействуют с остальной материей и еще слабее — с тремя лучше изученными типами нейтрино — νe, νμ и ντ. Ожидается, что для их описания требуется минимальное расширение стандартной модели. В изначальной форме стандартная модель предполагала отсутствие массы у нейтрино, но не требовала его. Позже ее изменили таким образом, чтобы она допускала наличие массы у нейтрино, открытие которой произошло в 1998 году.

Когда эту книгу уже отправили в печать, две исследовательские группы, рассмотрев данные спутниковых наблюдений перекрывающихся скоплений галактик, сообщили об обнаружении сигнала энергией 3,5 КэВ — чуть выше фонового значения. Предполагается, что это результат распада стерильного нейтрино энергией 7 КэВ на два фотона, хотя до подтвержденного открытия пока еще далеко. Галактические скопления представляют собой центры особенной концентрации темной материи, и этой массы вполне достаточно для составляющих ее частиц. В момент последнего рассеяния эти нейтрино должны были быть «холодными».

Поскольку вероятно, что стерильные нейтрино сопровождаются двумя другими видами стерильных нейтрино, масса которых лежит в диапазоне нескольких электрон-вольт, также можно объяснить и упомянутое ранее эмпирическое несоответствие, существующее между предсказаниями модели, использованной для описания данных реликтового излучения, и наблюдениями галактических скоплений в телескоп. В момент последнего рассеяния эти нейтрино все еще были «горячими», в этом случае они не сгруппировались бы так охотно. Поскольку они бы все еще представляли собой часть темной материи, это привело бы к меньшему образованию скоплений в период формирования галактик, наступивший позднее.

 

Самые высокоэнергетические нейтрино всех времен

В предыдущей главе я упоминал, что много лет проработал над проектом под названием DUMAND, в ходе которого планировалось разместить на дне океана в районе Большого острова Гавайи огромный нейтринный детектор с целью поиска сверхвысокоэнергетических нейтрино из внеземных источников. В других местах, таких как озеро Байкал в Сибири и Средиземное море, также проводились подобные эксперименты. Проект DUMAND в конечном итоге остановили, поскольку сочли работу глубоко на дне океана слишком сложной и дорогой. Другая команда ученых, чья штаб-квартира располагалась в Висконсинском университете, нашла более гостеприимную среду, нежели океан у побережья Гавайев, — Южный полюс.

Используемый ими метод опять-таки включал обнаружение излучения Вавилова — Черенкова у заряженных частиц, испускаемого во время столкновения сверхвысокоэнергетических нейтрино с ядрами атомов в прозрачной среде — в данном случае такой средой послужил антарктический лед. В 1990-хгодахвходе проекта AMANDA (Antarctic Muon and Neutrino Detector Array, «Антарктическая мюонная и нейтринная детекторная решетка») струны фотоэлектронных умножителей погрузили глубоко в лед возле антарктической станции «Амундсен-Скотт». В 2005 году ее расширили до кубического километра на глубине между 1450-ми 2450-м метрами и переименовали в IceCube («Ледяной куб»). Установка завершилась в декабре 2010 года. IceCube, безусловно, представляет собой самый высокочувствительный эксперимент из существующих.

Двадцать первого ноября 2013 года группа IceCube заявила об обнаружении 28 нейтрино энергией более 30 ТэВ, причем в двух случаях их энергия превышала 1 ПэВ (1015 эВ). Если полученные в будущем данные позволят точно установить их источники, благодаря проекту IceCube наконец откроется новое нейтринное окно во Вселенную. Когда эта книга уже была отправлена в издательство, появилось сообщение о третьем нейтрино энергией свыше 1 ПэВ.

Астрофизик Флойд Стекер из Центра космических полетов Годдарда, с которым мы в прошлом вместе работали, доказал, что нейтрино энергией порядка пикаэлектрон-вольт согласуются с прогнозом, который он и три его соавтора сделали в 1991 году: ультравысокоэнергетические нейтрино могут образовываться в недрах активных галактик.

 

Предостережение

Как и в предыдущем разделе, некоторые новые результаты, которые я описываю в этой главе (а также в главе 11), были добавлены в книгу уже после того, как ее отправили в издательство. Некоторые источники до сих пор существуют только в форме препринтов. Очевидно, что физика частиц и космология развиваются очень быстро, поэтому приведенную информацию не следует считать окончательной. Я могу представить только моментальный снимок, отражающий ситуацию на момент издания этой книги.