Горизонты научного поиска

Вчера в Москве, в президиуме РАН, состоялось торжественное открытие XXXIII Международной конференции по физике высоких энергий, организованной при активном участии ОИЯИ. Сегодня мы публикуем обзор профессора Д.И.Казакова по основным проблемам физики частиц.

Три вопроса ждут своего ответа в физике высоких энергий: будет ли обнаружен бозон Хиггса? будет ли найдена суперсимметрия? что составляет основу темной материи во Вселенной? Есть еще и четвертый вопрос: что такое темная 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 развитие 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 счет? 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 объединенная теория, включающая гравитацию, также предполагает наличие суперсимметрии. Сказывается и отсутствие других конкурентоспособных 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 Х 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 начнет 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 еще вернусь, а сейчас перейдем к третьему из перечисленных вопросов.

То, что стало предметом обсуждений в последние три года, - это данные космического эксперимента WMAP по измерению температурных флуктуаций микроволнового реликтового излучения и дополняющие их измерения красного смещения и потока гамма-излучения от далеких сверхновых. Результат выглядит весьма обескураживающим: барионная материя (то есть наблюдаемые нами звезды, галактики, скопления галактик, туманности и пр.) составляют около 4 процентов энергии во Вселенной, 23 процента составляет так называемая темная материя и 73 процента - непонятная субстанция с отрицательным давлением (или космологическая постоянная в уравнениях Эйнштейна), называемая темной энергией.

Я хотел бы остановиться здесь на проблеме темной материи. На самом деле, о ее существовании мы знаем уже давно. Из данных по движению скоплений галактик, по вращению звезд 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 остается предположить существование гравитирующей, но не светящейся темной материи. Теперь мы знаем и то, сколько ее должно быть.

Возникает естественный вопрос: из чего сделана темная материя? Это могут быть или макрообъекты (потухшие звезды, черные дыры, межгалактический газ и т.п.) или микрочастицы. Поскольку, согласно наблюдениям, достаточного количества макрообъектов не наблюдается, то предполагается, что темная материя состоит из нейтральных стабильных частиц. В Стандартной модели таковой частицей является только нейтрино. Это легкая релятивистская частица, образующая так называемую горячую темную материю. Этот вариант не является предпочтительным с точки зрения образования крупномасштабных структур в ранней Вселенной. Предпочтительным является вариант холодной темной материи, состоящей из тяжелых нерелятивистских частиц. Однако, такие частицы отсутствуют в СМ. Это предположительно слабовзаимодействующие частицы, получившие название WIMPов (Weakly Interacting Massive Particles).

Таким образом, частицы, образующие темную материю, это какие-то новые, пока не известные нам частицы. Существует несколько кандидатов на эту роль: тяжелые майорановские нейтрино, аксион (гипотетическая частица, введенная для решения проблемы нарушения СР-инвариантности в сильных взаимодействиях), суперсимметричные партнеры обычных частиц. В последнем случае это могут быть нейтралино (суперпартнер фотона, Z-бозона или нейтрального хиггсовского бозона), снейтрино (суперпартнер нейтрино) или гравитино (суперпартнер гравитона). Частицей темной 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 суперпартнер фотона - фотино, тяжелая нейтральная частица спина 1/2.

Забудем теперь на время о суперсимметрии и посмотрим, какими свойствами должна обладать темная материя, состоящая из WIMPов и как она может проявляться в экспериментах. Темная материя обладает двумя важнейшими свойствами: она участвует в гравитационных взаимодействиях и она участвует в слабых взаимодействиях. Первые определяют крупномасштабную структуру Вселенной, а также ответственны за вращение звезд в спиральных галактиках, а вторые приводят к тому, что частицы темной материи могут взаимно аннигилировать, порождая заряженные частицы (электроны, позитроны, протоны, антипротоны и т.д.) и гамма-кванты определенной энергии.

Интенсивность этих процессов связана с распределением и плотностью темной материи в Галактике. Предполагается, что темная материя образует приблизительно сферическое гало вокруг Галактики, превосходящее по своим размерам 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 необходимо для образования структур меньшего масштаба. Отсутствие сильных взаимодействий также препятствует образованию более компактных объектов. Компьютерные симуляции позволяют смоделировать профиль распределения темной материи: это есть гладкая функция радиуса, спадающая как 1/r2 на больших расстояниях и слабо сингулярная, либо несингулярная в центре. Параметры профиля темной материи для каждой галактики можно попытаться подобрать, фитируя кривую вращения звезд. Существуют и более продвинутые теоретические модели распределения темной материи.

Применяя такой подход к Млечному пути, мы обнаруживаем, что кривая вращения звезд 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 расчет по видимой светящейся материи дает лишь 170 км/сек. Недостающий вклад и призвана обеспечить темная материя. Чтобы описать такой минимум в кривой вращения, мы предполагаем, что профиль темной 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 темной материи является ее аннигиляция. Порождаемые при этом частицы наблюдаются в космических лучах. Я хочу остановиться здесь на недавних данных, полученных на космическом телескопе EGRET, который девять лет находился на орбите и регистрировал поток и спектр рассеянных гамма-лучей со всех областей неба. Примечательно, что при энергии гамма-лучей ниже 1 ГэВ 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 ГэВ наблюдается избыток гамма-лучей, причем спектр одинаков для всех областей неба. Это наталкивает на мысль о едином изотропном источнике этих дополнительных фотонов, каковым могла бы быть темная материя, порождающая при аннигиляции кварки и W и Z бозоны, которые в конечном итоге дают пи-мезоны, служащие источником гамма лучей. Зная профиль темной 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 дает массу порядка 50-80 ГэВ.

Таким образом, если дать частицам темной 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 партнеров, а также добиваемся того, чтобы количество темной материи составляло 23 процента в соответствии с данными WMAP. Получившийся спектр масс предполагает наличие легких суперсимметричных партнеров калибровочных бозонов (100-300 ГэВ) и тяжелых (800-1200 ГэВ) партнеров 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-протонных столкновениях и регистрации над фоном по распределению по недостающему поперечному импульсу, уносимому частицамии темной материи - нейтралино.

Более того, весьма детальные данные коллаборации EGRET, охватывающие все области неба с интервалом в 4 градуса, позволяют реконструировать профиль темной материи, в том числе и те флуктуации плотности, о которых мы говорили в связи с кривой вращения звезд. Нами были перепробованы различные варианты таких флуктуаций (В. де Бур, К.Сандер, В..Жуков, А.Гладышев и Д.Казаков, Astronomy & Astrophysics, 444 (2005) 51), и мы остановились на достаточно простой модели, когда помимо гладкого почти сферичесчкого профиля темной 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 процента всей темной материи.

Если масса видимой материи в нашей галактике составляет порядка 1010 масс Солнца, то масса темной материи порядка 1012 масс Солнца. В окрестности Солнца плотность темной материи составляет порядка 0.3 Гэв/см3, что соответствует примерно одной частице на стакан.

Существуют некоторые косвенные данные о существовании упомянутых колец. Так, на расстоянии порядка 18 килопарсеков обнаружено кольцо так называемых призрачных звезд, которое предположительно образовалось при падении некой карликовой галактики на Млечный путь. В этом и состоит механизм образования такого кольца как темной, так и светящейся материи, которые связаны гравитационно. Аналогичным образом на расстоянии порядка 4 килопарсеков отмечена повышенная плотность молекулярного водорода, который также мог попасть в гравитационный потенциал от темной материи.

Так или иначе, такой профиль темной материи позволяет одновременно описать и кривую вращения звезд в нашей галактике и данные по рассеянным гаммалучам. Примечательно, что суперсимметричная интерпретация темной материи в виде тяжелых фотино подлежит прямой проверке в экспериментах на LHC в ближайшие годы. Таким образом мы узнаем не только о возможном существовании суперсимметричных частиц, но и прикоснемся к темной материи.

Д. Казаков, фото Ю.Туманова.